Um pouco sobre Bomba 'H'

Muitos devem estar se perguntando: 'Mas afinal, o que é isso?'

Uma bomba de hidrogénio é designação mais adaptada ao seu significado bomba termonuclear, é uma bomba que consegue ser até 750 vezes mais forte do que qualquer bomba nuclear.

Em Março de 1938, uma conferência foi organizada pela Carnegie Institution, de Washington, para unir astrónomos e físicos. Um dos participantes foi o imigrante alemão Hans Albrecht Bethe (1906-2005). Logo após a conferência, Bethe desenvolveu a teoria de como a fusão nuclear podia produzir a energia que faz as estrelas brilharem. Esta teoria foi publicada no seu artigo A Produção de Energia nas Estrelas, publicado em 1939, e que lhe valeu o prêmio Nobel em 1967.

Hans Bethe tomou os melhores dados das reacções nucleares existentes e mostrou, em detalhe, como quatro prótons poderiam ser unidos e transformados num núcleo de hélio, libertando a energia que Eddington havia sugerido. O processo que Bethe elaborou no seu artigo, actualmente conhecido como o Ciclo do carbono, envolve uma cadeia complexa de seis reacções nucleares em que átomos de carbono e nitrogénio agem como catalisadores para a fusão nuclear. Naquela época, os astrónomos calculavam que a temperatura no interior do Sol fosse de cerca de 19 milhões de Kelvin, e Bethe demonstrou que, àquela temperatura, o ciclo do carbono seria o modo dominante de produção de energia.

Na bomba de hidrogênio, um disparador de bomba atômica inicia uma reação de fusão nuclear num composto químico de deutério e trítio, produzindo instantaneamente o hélio-4, que por sua vez reage com o deutério. Porém, os cientistas militares foram mais além, no que diz respeito ao poder destrutivo da bomba, envolvendo-a em urânio natural. Os poderosos neutróns libertos pela fusão causam depois uma explosão por fissão nuclear no invólucro de urânio.

Mas como toda explicação escrita sem uma foto ou vídeo é quase que nula pela falta de compreenção de muitos, acabei procurando um vídeo da 'Bomba H' em uso. Confesso que fiquei surpreso com a força que ela possui.

Atualmente sabe-se que o Ciclo do carbono contribui pouco para a geração de energia para estrelas de baixa massa como o Sol, porque as suas temperaturas centrais são baixas, mas domina para estrelas mais massivas. Rigel, por exemplo, tem temperatura central da ordem de 400 milhões de Kelvin. Quanto maior for a temperatura central, mais veloz será o próton, e maior a sua energia cinética, suficiente para penetrar a repulsão Coulombiana de núcleos com maior número de prótons.

A astrofísica demonstrou que as leis físicas que conhecemos na nossa limitada experiência na Terra são suficientes para estudar completamente o interior das estrelas. Desde as descobertas de Bethe, o cálculo de evolução estelar através da união da estrutura estelar com as taxas de reações nucleares tornou-se um campo bem desenvolvido e astrónomos calculam com confiança o fim de uma estrela como o nosso Sol daqui a 6,5 bilhões de anos como uma anã branca.