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1 Instituto Federal de Educação - IFCE Química Inorgânica I – 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 “núcleo” 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 1p1 (próton) + -1e0 (elétron) + (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 1H2 1H2 + 1H1 2He3 2He3 + 0n1 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 [∆E = ∆m.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 [24] se funde com um átomo de carbono 12 para formar um núcleo de oxigênio 16, conforme a equação: 6C12 + 24 8O16 + 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. 2 Elementos químicos de números atômicos superiores a 26 foram formados no interior das estrelas e são produtos da fusão nuclear conhecida como “queima nuclear” 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 7N13 + Decaimento do pósitron 7N13 6C13 + +1eO + Captura de próton por C13 6C13 + 1p1 7N14 + Captura de próton por N14 7N14 + 1p1 8O15 + 8O15 7N15 + +1eO + Captura do próton pelo N15 7N15 + 1p1 6C12 + 24 O balanço destas equações resulta na conversão de quatro prótons ou núcleos de 1H1 em uma partícula 24 que equivale ao núcleo de 24He2+, conforme reação global. 41p1 24 + 2 +1eO + 2 + 3 Ou ainda; 4 1H1 2He4 + 2 +1eO + 2 + 3 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 6C12 + 6C12 + 2He4 8O16 + 8O16 + 2He4 10Ne20 + 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. ∆m = mnucleontes – mnúcleo e convertida em Eligação = ∆m.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 + 24 12Mg24 + 0n1 Exemplos: 26Fe56 + 0n1 26Fe57 + 0n1 26Fe58 + 0n1 26Fe59 27Co59 + -1e 0 3 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 – na ordem de 10-15m, isto é, 1fm (Fermi). Por esta razão apresenta altíssima densidade de matéria - na ordem de 1014g/cm3. 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.Forças de atração (força nuclear) e de repulsão (elétrica) se competem pela estabilidade do núcleo, que para minimizar este efeito se deforma tornando-se mais alongado ou se fragmentando. À medida que o núcleo cresce, a repulsão entre os prótons aumenta mais rapidamente do que as forças atrativas, tornando o núcleo menos estável. Teoria das camadas nucleares: O núcleo pode ser imaginado como uma estrutura de camadas com os nucleontes, assemelhando- se aos elétrons, nas camadas eletrônicas. As forças repulsivas entre as cargas iguais dos prótons tendem a provocar ruptura do núcleo e as forças atrativas que se opõem tentam estabilizá-lo, num equilíbrio dinâmico. Desta forma esta teoria explica que: a) Os átomos com número atômico par são estáveis e mais abundantes que os ímpares. b) Os elementos com número atômico par possuem maior número de isótopos (mínimo de três). c) Nos átomos até Z 20 os mais estáveis são os que p+ = n isto é, n/p+ = 1. d) Os átomos maiores com n/p > 1,6 tendem a ser instáveis. e) A emissão de raios pelo núcleo pode ser facilmente explicada pelo modelo de camadas nucleares. Algumas propriedades do núcleo sugerem que os nucleontes se movimentam livremente dentro do núcleo, enquanto outras propriedades sugerem que os nucleontes se arranjam em níveis de energia definidos, analogamente às camadas eletrônicas dos átomos. Forças de interações no núcleo. Não existem partículas com cargas opostas no interior do núcleo e as forças de atração só ocorrem a distâncias de curtíssimo alcance, ou seja de 2 – 3fm. Os átomos se ligam compartilhando elétrons e, por analogia, as partículas nucleares se ligam compartilhando uma sub-partícula denominada méson. Os mésons podem ser dos tipos: + ; - ou O, sendo estes os responsáveis pela energia de ligação entre prótons e nêutrons que podem ser inter convertidos: - + O O A massa de um méson é ligeiramente maior do que a de um elétron e eles só existem dentro do núcleo, juntamente com outras partículas menos comuns. n p p n n p p n np np p n p n 4 VI. Radiatividade: Histórico: Henri Becquerel (1896) descobriu propriedades de emissões radiativas no [K2UO2(SO4)2] pela primeira vez, quando os raios emanados deste material impressionavam um filme fotográfico. Inicialmente, foram chamados de raios de Becquerel. Em (1898), a família Curie (Mme e Pierre Curie) descobriu um novo elemento 400 vezes mais radioativo que o urânio, ao qual se deu o nome de polônio em homenagem ao casal natural de Varsóvia na Polônia, que foram laureados com o prêmio Nobel. Conceito: É a propriedade espontânea de átomos com núcleos instáveis, emitirem partículas e radiações, alterando a sua constituição nuclear. Natureza da radiatividade O desvio das partículas de um campo magnético H depende de suas massas e cargas. Partícula alfa ( ) Constituída de dois prótons e dois nêutrons. Assemelha-se ao núcleo do átomo de hélio. Possui massa bastante considerável. Apresenta pequeno poder de penetração. Partícula beta () Assemelha-se ao elétron, com massa desprezível. Origina-se no núcleo na decomposição de um nêutron. Possui velocidade quase igual à da luz. Apresenta um alto poder de penetração. N p+ -1o no Nêutron próton beta neutrino Radiação gama ( ) São radiações eletromagnéticas de comprimento de onda muito curta, que sempre acompanham as transformações nucleares e possuem o mais alto poder de penetração. Poder de penetração > > Poder de ionização > > Imediatamente após uma transformação nuclear, os nêutrons e os prótons ainda não se acomodaram em suas posições mais estáveis e a diferença de energia entre o estado excitado e o estado de menor energia será convertida nas radiações eletromagnéticas de curto comprimento de onda, no caso as radiações gama de alto poder de penetração e contaminação radiativa. 5 1 o 1 o 1p Leis da radiatividade: Soddy, Fajans, Russel. 1a Lei: “Quando um átomo emite partícula alfa, o seu número atômico diminui de duas unidades, e o seu número de massa diminui de quatro unidades”. 92U238 90Th234 + z4 85At218 83Bi214 + 24 Somente os átomos pesados é que emitem as partículas (Z > 82) ( A > 209) 2a Lei: “Quando um átomo emite uma partícula beta, seu número atômico aumenta de uma unidade e, seu número de massa permanece constante”. 92U238 93Np238 + -1o 6C14 7N14 + -1o Outros tipos de decaimento: Emissão de nêutrons Ocorre muito raramente e somente em núcleos altamente instáveis, para diminuir a relação n/p. 36Kr86 + 0n1 36Kr87 37Rb87 38Sr87 Emissão de pósitrons Os pósitrons ou radiação +1o (elétrons positivos) resultam da transformação de um próton em um nêutron, em um pósitron e um antineutrino. on1 + +1o + oo próton nêutron pósitron antineutrino Captura de elétrons O núcleo pode capturar um elétron da camada K e converter um próton num nêutron e um neutrino. 1p+ + -eo on1 + oo nêutron neutrino 4Be7 + - eo 3Li7 + oo neutrino Uma emissão de prótons pelo núcleo é pouco provável, exceto num estado muito energético. 4 2 ( 4) ( 2) A A ZZ X Y 0 1 ( 1) A A ZZ X Y 6 -11 = ano 2300 C Principais partículas nucleares e suas características: NOMESÍMBOLO CARGA MASSA NOTAÇÃO próton p+ +1 1 1p+ Nêutron n 0 1 1no beta(elétron) (e-) -1 0 -10 pósitron(elétron) (e+) +1 0 +10 neutrino 0 0 00 antineutrino 0 0 00 alfa +2 4 +24 gama 0 0 00 São conhecidas muitas partículas nucleares, entretanto a maioria tem mais interesse para a física de que para a química. Cinética da Radiatividade Logo após a descoberta da radiatividade, as observações experimentais demonstraram que se tratava de um fenômeno estatístico. Sabe-se que nem todos os átomos sofrem desintegrações simultâneas. Em outras palavras, nenhuma previsão de “quanto tempo levará para desintegrar-se” pode ser feita para um determinado átomo. Mas, se examinarmos um número de átomos, pode-se prever o número de desintegrações que ocorrerão em certo intervalo de tempo. Em previsão, será tanto mais próxima da realidade, quanto maior o número de átomos na amostra. Para um exemplo comparativo, se você perguntar a um indivíduo quanto tempo ele viverá exatamente, você não terá nenhuma resposta, mas ao analisar a população de uma cidade, pode-se prever aproximadamente, o número de óbitos num mês. Isto é um fenômeno estatístico. Então, é absurdo se querer prever quanto tempo leva para que um determinado átomo de rádio (por exemplo) seja desintegrado. Um dos parâmetros mais importantes para o estudo da cinética da emissão de partículas radiativas é o conceito de “meia vida ou período de semi-desintegração”. Período de semi-desintegração ou meia vida Define-se como meia vida, o tempo para que sejam desintegrados 50% dos átomos independente do número de átomos ou da massa original do mesmo elemento. Seja uma amostra com no átomos radiativos iniciais. Após certo tempo, teremos no/2 átomos não desintegrados. Constante radiativa ( C ) Lembrando que a radiatividade é um fenômeno estatístico, pode-se dizer que, quanto maior o número de átomos na amostra, maior será a velocidade de desintegração. Para cada elemento, pode-se determinar uma constante, que relaciona o número de átomos na amostra com a velocidade de desintegração. Explicação: Constante radiativa “C” é a fração de átomos desintegrados na unidade de tempo. Exemplo: O rádio tem a constante 7 Famílias ou Séries Radiativas Considerando que na formação do universo formou-se uma grande quantidade de átomos radiativos (muitos deles talvez já extintos), o que nos restam são alguns átomos pertencentes a um dos três tipos de elementos radiativos que hoje conhecemos provenientes de decaimentos do 92U238 ; 92U235 e 90Th232. Os nuclídeos derivados de cada um destes isótopos obedecem a uma seqüência denominada de “família ou série radiativa” encabeçadas pelos seguintes átomos: a) Série do Urânio..................... inicia-se com o 92U238 ............. encerra no 82Pb206 b) Série do Actínio ................... inicia-se com o 92U235 ............ encerra no 82Pb207 c) Série do Thório ................... inicia-se com o 90Th232 ............ encerra no 82Pb208 SÉRIE DO URÂNIO 92U238 SÉRIE DO ACTÍNEO SÉRIE DO THÓRIO Inicialmente, pensava-se que este decaimento partia do actínio que é o 4º elemento da série. Sabendo-se que as séries terminam no átomos de chumbo Pb206 ; Pb207 e Pb208 o número de massa é obtido nas seguintes expressões: a) Série do Urânio [ A = 4k + 2 ] b) Série do Actíneo [ A = 4k + 3 ] onde k é um número inteiro c) Série do Thório [ A = 4k ] 8 1 4 1 12 4 2 2 oC o o omilhoes H He energia Processos Radiativos e Transmutações Elementares: Muitas das reações nucleares podem ser induzidas pela irradiação de núcleos com raios gama ou com vários tipos de partículas (elétrons, nêutrons, prótons, partículas ) convertendo os átomos num fenômeno denominado de transmutação de elementos químicos. Exemplos: 4Be9 + 2α4 6C12 + 0n1 7N14 + 2α4 8O17 + +1p1 3Li7 + +1p1 2He4 + 2He4 Nota: Na representação das equações nucleares é fundamental o balanceamento algébrico entre as cargas e massas (ajustamento de equações nucleares) Fissão Nuclear Ocorre pelo bombardeamento de átomos com partículas (nêutrons), resultando átomos de núcleos radiativos menores, liberando grande quantidade de energia. 92U235 + on1 56Ba140 + 36Kr94 + 2.on1 + Energia Explicação: Um núcleo altamente denso (instável), ao receber qualquer energia (bombardeamento com nêutrons), aumentará sua instabilidade de tal forma que as forças repulsivas superarão as atrativas, deformando núcleo até provocar a fissão (fragmentação). Os núcleos de números de massa superiores ao do urânio (elementos transurânicos) são tão deformados que sofrem fissão espontânea. Fusão Nuclear Ocorre pela adição de dois núcleos com formação de um núcleo maior e a liberação de grande quantidade de energia. ou ainda: 1H2 + 1H2 1He3 + 1H1 1H3 + 1H2 2He4 + on1 1H2 + 1H2 2He4 + 1H2 + 1H2 2He3 + 0n1 Aplicações da Radiatividade I. Energia Nuclear Todo o urânio encontrado na natureza, sob a forma de minério, é constituído de uma mistura com os dois isótopos com 92U238 (99,3%) e 92U235 (0,7%). O “urânio enriquecido” é obtido por processos de separação dos isótopos a fim de se obter maior teor do urânio fissionável, no caso o 92U235. O 92U235 é o isótopo do urânio usado das fissões nucleares, pois com o bombardeamento de nêutrons se fragmenta produzindo outros nêutrons que proporcionam a reação em cadeia. 92U235 + on1 56Ba140 + 36Kr94 + 2.on1 + energia 9 Reação em Cadeia a) O urânio – 235, quando bombardeado por nêutrons, sofre fissão nuclear para formar dois átomos radiativos. b) Cada átomo fissionado produz fragmentos de n elementos com número de massa que pode variar de 72 a 158. Ou seja, não existe uma só reação nuclear para a fissão do U235 c) Em cada fissão libera grande quantidade de energia da ordem de ΔE = Δm.c2 O 92U238 absorve o nêutron rapidamente para se converter noutro isótopo 92U239 que, logo em seguida, se transforma em plutônio (lixo nuclear), razão pela qual não proporciona reação em cadeia. 92U238 + 0n1 92U239 92U239 93Pu239 + -1β0 Como se pode concluir, o bombardeamento do urânio natural (não enriquecido)com nêutrons não proporcionará reação em cadeia, uma vez que os átomos de U238 (99,3%) irão absorver os nêutrons resultantes da fissão. Tanto na fissão como na fusão nuclear, a energia desenvolvida é provavelmente da interconversão de matéria x energia, conforme a equação de “EINSTEIN” ∆E = ∆mc2 II. Datação com o Carbono – 14: Os átomos de C14 são formados na atmosfera superior pela incidência dos raios cósmicos que bombardeiam com nêutrons os átomos de nitrogênio, de acordo com a equação: 7N14 + 0n1 → 6C14 + 1H1 O núcleo do carbono-14 é instável e, por emissão de uma partícula beta, volta a formar o nitrogênio. 6C14 → 7N14 + -1o t1/2 = 5.730anos O 14CO2 é formado na atmosfera e absorvido no processo de fotossíntese que, posteriormente, é assimilado pelos animais. Durante a vida dos animais ou vegetais, a relação C14/C12 se mantém constante. Porém, depois da morte, o C14 continua se desintegrando no organismo sem ser reposto, até que a relação C14/C12 começa a diminuir. III. Radioterapia O iodo radiativo é utilizado na medicina nos diagnósticos da glândula tireóide e o cobalto é usado no aparelho “bomba de cobalto” no tratamento do câncer. 53I131 54Xe131 + -1β0 27Co59 + 0n1 27Co60 28Ni60 + -1β0 “Texto exclusivo extraído do livro Elementos de Química Inorgânica autor: Prof: Aristênio Mendes”
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