1085092 S3   01   Inorgân. I   Quím. Nuclear
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1085092 S3 01 Inorgân. I Quím. Nuclear


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Instituto Federal de Educação - IFCE 
Química Inorgânica I \u2013 S3 
Prof: Aristênio Mendes 
Assunto: Química Nuclear 
 
 
I. Teorias da Origem do Universo. 
 Pelas concepções científicas atuais, o Universo se encontra em expansão, o que pode ser 
comprovado pelo comprimento de onda mais longo da luz proveniente de galáxias cada vez mais distantes. 
 Desde o seu surgimento há 15 bilhões de anos, quando de um ponto qualquer em que estava 
concentrada toda a energia e a matéria sob a forma de partículas elementares, um \u201cnúcleo\u201d do Universo 
com densidade, temperatura e pressão imensas, explodiu com temperaturas iniciais da ordem de 109K, 
num evento que é hoje conhecido como Big Bang. 
 Nesta explosão, formaram-se fragmentos de matéria constituídos por nêutrons que foram 
espalhados uniformemente pelo espaço e, logo, sofreram decaimento se transformando em prótons. 
 
0n1 \uf0ae 1p1 (próton) + -1e0 (elétron) + \uf06e (anti-neutrino) 
 
 Sob esta temperatura, as partículas fundamentais produzidas na explosão tinham muita energia 
cinética para se condensarem nas formas materiais que hoje conhecemos, entretanto no Universo começou 
logo um processo de resfriamento com as partículas se movendo menos e aproximando mais uma das 
outras sob a influência das diversas forças universais. 
 Uma força de atração forte de curto alcance formou núcleos, a partir da união entre prótons e 
nêutrons. À medida que a temperatura decresceu, uma força eletromagnética relativamente fraca, mas de 
longo alcance, proporcionou a aproximação dos elétrons ao núcleo para formar os átomos mais simples. 
 
 II. Origem dos Elementos Químicos. 
 Se as visões atuais estão corretas, cerca de 2 horas depois, a temperatura havia caído tanto que a 
maioria da matéria estava sob forma de átomos dos elementos químicos; hidrogênio com 88,6% e de hélio 
com 11,3%. Assim, juntos constituem 99,9% dos átomos e quase cem por cento da massa do Universo. 
 As primeiras reações nucleares formaram átomos de hidrogênio e de hélio, segundo as equações: 
 
 1H1 + 0n1 \uf0ae 1H2 
 
 1H2 + 1H1 \uf0ae 2He3 
 
 2He3 + 0n1 \uf0ae 2He4 
 
 Reações nucleares posteriores foram sintetizando uma grande quantidade de outros átomos. 
 
 III. Nucleossíntese dos elementos químicos leves 
 As primeiras estrelas resultaram da condensação de nuvens de átomos de hidrogênio e hélio e, 
outra força da gravidade aproximava essas nuvens aumentando a densidade e produzindo altas 
temperaturas capazes de iniciar um processo de fusão nuclear. 
 No processo de fusão nuclear, grande quantidade de energia é liberada de acordo com a teoria da 
relatividade de Einstein [\u2206E = \u2206m.c2], razão pela qual muitas estrelas, como o sol, são fontes de calor e luz. 
 Outra reação nuclear foi posteriormente comprovada, na qual um núcleo de Hélio [2He2+] ou 
partícula [2\uf0614] se funde com um átomo de carbono 12 para formar um núcleo de oxigênio 16, conforme a 
equação: 
 
6C12 + 2\uf0614 \uf0ae 8O16 + \uf067 Energia liberada = 7,2 Mev 
 
 As reações nucleares são muito energéticas, porque a força de ligação entre os nucleontes é um 
milhão de vezes mais energética do que a força eletromagnética que une os átomos nas reações químicas. 
 
 
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 Elementos químicos de números atômicos superiores a 26 foram formados no interior das estrelas e 
são produtos da fusão nuclear conhecida como \u201cqueima nuclear\u201d que envolveram núcleos de H e de He em 
um ciclo de fusões complicadas catalisadas por núcleo de carbono. 
Exemplos: 
 
Captura de próton por C12 6C12 + 1p1 \uf0ae 7N13 + \uf067 
 
Decaimento do pósitron 7N13 \uf0ae 6C13 + +1eO + \uf06e 
 
Captura de próton por C13 6C13 + 1p1 \uf0ae 7N14 + \uf067 
 
Captura de próton por N14 7N14 + 1p1 \uf0ae 8O15 + \uf067 
 
 8O15 \uf0ae 7N15 + +1eO + \uf06e 
 
Captura do próton pelo N15 7N15 + 1p1 \uf0ae 6C12 + 2\uf0614 
 
 
 O balanço destas equações resulta na conversão de quatro prótons ou núcleos de 1H1 em uma 
partícula 2\uf0614 que equivale ao núcleo de 24He2+, conforme reação global. 
 
 41p1 \uf0ae 2\uf0614 + 2 +1eO + 2\uf06e + 3\uf067 
Ou ainda; 
 4 1H1 \uf0ae 2He4 + 2 +1eO + 2\uf06e + 3\uf067 
 
 As estrelas que se formaram no primeiro estágio não continham carbono e usaram reações do 
hidrogênio e hélio. 
 Elementos químicos menos abundantes como o berilo ou o boro se deve à contínua reação com 
partículas alfas para formar núcleos mais estáveis como o carbono. 
 
 4Be8 + 2He4 \uf0ae 6C12 + \uf067 
 
6C12 + 2He4 \uf0ae 8O16 + \uf067 
 
8O16 + 2He4 \uf0ae 10Ne20 + \uf067 
 
 À medida que o hidrogênio é consumido, o hélio formado vai-se acumulando no núcleo, que sob 
efeito de temperatura e pressão extremamente elevada produz sucessivas fusões nucleares. 
 
 A abundância do ferro e do níquel é consistente com o fato de eles serem os elementos químicos 
mais estáveis, por isso se acredita que o núcleo da terra é formado por estes elementos. Embora a 
temperatura no centro da terra seja bastante elevada, estes elementos [Ni e Fe] se encontram no estado 
sólido, por causa da alta pressão exercida pela superfície da terra. 
 A estabilidade do núcleo de um átomo é expressa pela energia de ligação dos nucleontes, que é 
dada pela diferença de massa transformada em energia, entre a massa anterior das partículas isoladas e a 
massa final no núcleo. 
 
 \u2206m = mnucleontes \u2013 mnúcleo e convertida em Eligação = \u2206m.c2 
 
 IV. Nucleossíntese dos elementos químicos pesados. 
 A formação dos elementos químicos mais pesados do que o ferro é realizada por processos que 
incluem captura de nêutrons livres, os quais estão presentes no primeiro estágio da evolução estelar, ou em 
reações tais como: 
 10Ne21 + 2\uf0614 \uf0ae 12Mg24 + 0n1 
 Exemplos: 
 
 26Fe56 + 0n1 \uf0ae 26Fe57 + 0n1 \uf0ae 26Fe58 + 0n1 \uf0ae 26Fe59 \uf0ae 27Co59 + -1e 0 
 
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 V. Estrutura do Núcleo: 
 O núcleo possui como partículas principais os prótons e os nêutrons, também denominadas de 
nucleontes, ligados entre si por forças muito fortes que só se manifestam a distâncias muito curtas \u2013 na 
ordem de 10-15m, isto é, 1fm (Fermi). Por esta razão apresenta altíssima densidade de matéria - na ordem 
de 1014g/cm3. 
 
\uf0b7 Teoria da gota: 
O núcleo pode ser descrito, comparando-se a uma gota de um líquido com volume quase esférico, 
decorrente das fortes interações de dentro do núcleo em relação à força externa, tal qual a tensão 
superficial de um líquido. Os núcleos menores são mais esféricos e, à medida que o núcleo aumenta, vai-se 
deformando em formas mais alongadas por conta da dificuldade de acomodação das partículas.