Energia de Ligação-Estabilidade Nuclear
 Maioria das reações nucleares libera grandes quantidades
de energia:
 Sol :
 Energia de ligação:
 energia liberada quando um conjunto de partículas
elementares unem-se para formar um átomo ou núcleo
atômico
 energia requerida para dissociar um átomo ou núcleo em
suas partículas elementares
1 eV = 1,602×10−19 J
1 u (ou uma) = 931,494 MeV
Energia cinética adquirida por 1
elétron livre quando submetido a
uma diferença de potencial de 1V
Partícula
kg
u
MeV
Próton
1,6726 x 10-27 1,007276
938,28
Nêutron
1,6750 x 10-27 1,008665
939,57
Elétron
9,101 x 10-31 5,486x10-4
0,511
Energia de Ligação
 Maioria das reações nucleares libera grandes quantidades
de energia:
 Sol :
 Energia de ligação:
 energia liberada quando um conjunto de partículas
elementares unem-se para formar um átomo ou núcleo
atômico
 energia requerida para dissociar um átomo ou núcleo em
suas partículas elementares
Partícula
kg
u
MeV
Próton
1,6726 x 10-27 1,007276
938,28
Nêutron
1,6750 x 10-27 1,008665
939,57
Elétron
9,101 x 10-31 5,486x10-4
0,511
Energia de Ligação
• Formação do 4He:
• massa total muda após a combinação de prótons de
nêutrons
• 2 x 1,00728 u + 2 x 1,00866 u = 4,03188 u
• massa do 4He (excluindo elétrons) = 4,00150 u
• defeito de massa = 0,03038 u
• E = m x c2 = energia liberada na formação de núcleos
de He = 2,73 x 109 kJ/Mol ou 28,32 MeV
(1MeV = 1,6022 x 10-13J; 1 u = 931,494 MeV)
Estabilidade Nuclear
• Forças eletrostáticas repulsivas muito intensas entre
prótons: separação dos núcleos
• Núcleos estáveis: forças nucleares fortes
• força de atração que age em todas as partículas
nucleares
• mais intensas do que as forças de repulsão Coulombianas
• raio de ação muito pequeno
• núcleos grandes (U, Th, ...)  prótons
separados  força de repulsão domina
a de atração  desintegração nuclear
• números mágicos: estabilidade
• prótons  2, 8, 20, 28, 50 e 82
• nêutrons  2, 8, 20, 28, 50, 82 e
126
Estabilidade Nuclear
estável
meia-vida: longa (anos)
meia-vida: horas a dias
meia-vida: curta (seg)
meia-vida: muito curta
Z
ímpar
ímpar
par
par
A-Z
Isótopos Estáveis
ímpar
4
par
50
ímpar
53
par
164
isótopos radioativos
isótopos estáveis
Z > 82  radioativos
Energia de Ligação e Estabilidade Nuclear
Decaimento
alfa
-decay
# prot ons

238
92
U
91
234
Th
2
90
38
2
144 145 146
# neutrons
3
7
2
3
s
6
n
eo
l
uc
2
Decaimento beta+ e captura
40
Ar
1
37
87
Sr
87
Rb
49 50
# neutrons
n
o
le
c
u
7
V + e-  50Ti
38
86
50
-decay
Decaimento beta
8
0
39
#
n
uc
s
n
o
le
n
88
4
4
21 22
# neutrons
eletrônica
40
K  40Ar + e+
# prot ons
# prot ons
18
K
35
19
40
#
4
Electron Capture
23

#
n
s
Energia de Ligação e Estabilidade Nuclear
Decaimento do
226Ra

222Rn
+ 
• 226Ra = 226,025402 u
• 222Rn = 222,017571 u
• 4He (excluindo elétrons) = 4,00150 u
• defeito de massa = 0,00633 u
• massa final < massa inicial  decaimento é
energeticamente favorável  emissão de partícula
alfa
• energia liberada  energia cinética da partícula alfa
e no recuo do núcleo de 222Rn
Estabilidade Nuclear
• média da energia de
ligação por nucleon é ~ 8
MeV
• núcleos leves (A< 20):
energia de ligação por
núcleon < 8 MeV
• 40 < A < 60: pouca variação; maior estabilidade
• A > 60: menos estáveis; força nuclear satura;
cada nucleon interage com um número limitado de nucleons
que estão ao redor
Nucleossíntese Estelar
Massa estelar
Massa Estelar
• Reações Termonucleares:
Nucleossíntese Estelar
Massa Estelar
• Reações Termonucleares:
Nucleossíntese Estelar
• Reações Termonucleares: Explosões de Supernovas
• Produção de elementos com Z>26
• Reações envolvendo reações com
captura de nêutrons
Processo s: baixo fluxo de nêutrons
(decaimento β- aumento de Z)
Nebulosa de Caranguejo:
resto de explosão de uma
supernova no ano 1054
Nucleossíntese Estelar
• Reações Termonucleares: Explosões de Supernovas
• Produção de elementos com Z>26
• Reações envolvendo reações com
captura de nêutrons
Processo r: alto fluxo de nêutrons;
elementos com alto número de prótons
Nebulosa de Caranguejo:
explosão de supernova no
ano 1054
Nucleossíntese Estelar
• Reações Termonucleares: Explosões de Supernovas
prótons
• Produção de elementos com Z>26
• Reações envolvendo reações com
captura de prótons (processo rp;
sistemas binários)
Nebulosa de Caranguejo:
explosão de supernova no
ano 1054
nêutrons
Nucleossíntese Estelar
• Produção de elementos com Z ≤ 26: interior estelar
• Produção de elementos com Z > 26: processos s, r e rp em
explosão de supernovas
Nucleossíntese Estelar
1) Formação do Universo
2) Formação de Estrelas
3) Explosão de Supernovas