ENERGIA: A OPÇÃO DA FUSÃO CONTROLADA PARA O SÉCULO XXI

A População mundial e as necessidades energéticas

Com base em estimativas razoáveis, a população mundial atingirá 10 bilhões de pessoas em meados do século XXI.

Em 1990, o consumo de energia primária por habitante e por ano era de 2.2x10¹¹ joule ou 5.1 tep (toneladas de equivalente em petróleo: 4.4x10¹⁰ J = 12000 KWh) nos países industrializados, e dez vezes menos nos países em vias de desenvolvimento. De acordo com os cenários escolhidos para a procura energética, o consumo de energia primária mundial poderá atingir duas a três vezes o consumo atual.
 

As fontes de energia capazes de corresponder de forma substancial a esta procura são:

• os combustíveis fósseis, principalmente o carvão, pois as reservas de petróleo e de gás serão fortemente reduzidas,
• a energia nuclear: fissão e fusão,
• as energias renováveis: hidráulica, solar, eólica, das ondas, das marés, geotérmica, biomassa, etc.

A fusão é o processo no qual dois núcleos de átomos leves (tais como o hidrogênio) se combinam, ou se fundem, constituindo elementos mais pesados. Para que estes núcleos,carregados positivamente, se possam aproximar suficientemente um do outro (ou seja, vencer a força de repulsão eletrostática entre eles), e que as reações de fusão se possam produzir a uma taxa conveniente, são necessárias temperaturas da ordem dos 100 milhões de graus. A estas temperaturas, o gás encontra-se ionizado no estado de plasma, (os ions e os eletrons formam um fluido macroscopicamente neutro) e não pode evidentemente estar em contato com as paredes materiais. A concepção do reator de fusão baseado na configuração "Tokamak" (atualmente o conceito mais avançado) prevê um campo magnético que permite isolar térmicamente o plasma das paredes materiais. O volume de plasma será da ordem de 1000 m³ e a potência de fusão deverá atingir vários gigawatts (1 giga=10⁹).

As reações termonucleares nas estrelas

A fusão é a fonte de energia do Sol e das outras estrelas. Uma estrela começa a brilhar quando a matéria no seu núcleo atinge, por efeito das forças de gravitação, densidades e temperaturas suficientes para desencadear reações termonucleares que libertam energia permitindo equilibrar dinâmicamente a gravitação e emitir radiação para o espaço.

Numa primeira fase, a cadeia principal de reações é a que consiste na fusão de quatro núcleos de hidrogênio em dois núcleos de hélio, com emissão de fotons, neutrinos, eletrons e positrons. Em menor grau, o hélio começa também a fundir-se para criar elementos mais pesados (berílio, boro), com produção suplementar de energia.

Nas estrelas com grande massa, após a combustão completa do hidrogênio, a gravitação continua a dominar e comprime o núcleo da estrela tornando possíveis as reações de fusão do hélio. Numa sucessão de contrações e de novas cadeias de reações termonucleares, novas espécies nucleares são produzidas e queimadas por sua vez na 'fornalha' estelar. Quando deixa de haver possibilidade de ocorrerem reações termonucleares - por exemplo quando o núcleo das estrelas é constituído por ferro - o ciclo de vida de uma estrela chega ao fim, com um fogo de artifício de 'novas' ou num lento desaparecimento de estrelas 'anãs'.

O desafio das pesquisas sobre a fusão é de reproduzir à superfície da Terra reatores utilizando reações termonucleares semelhantes às que ocorrem no Sol e utilizá-las para proveito da humanidade.

Fusão Termonuclear Controlada

A reação de fusão com interesse mais imediato para se realizar em laboratório é a que envolve os núcleos de duas formas pesadas (isótopos) do hidrogénio - o deutério (D) e o trítio (T):

D + T -> He + n + 17.6 MeV

Num reator de fusão, os neutrons (n), os quais transportam 80% da energia produzida, serão absorvidos numa camada fértil ("blanket") que envolve o núcleo do reator e que contém Lítio (Li), e qual se transforma em trítio e hélio:

6Li + n -> 4He + T + 4.86 MeV
7Li + n -> 4He + T + n - 2.5 MeV

A camada fértil deverá ser suficientemente espessa (cerca de 1 m) para retardar os neutrons de fusão (14 MeV). Na sequência da desaceleração dos neutrons, esta camada é aquecida e um fluido que aí circula, transfere o calor para fora da zona do reator para produzir vapor e finalmente eletricidade por processos convencionais.

A fusão termonuclear poderá tornar-se uma nova e considerável fonte de energia com vantagens intrínsecas:

• os combustíveis de base (D, Li) não são radioativos, são abundantes e distribuídos de uma forma bastante uniforme na crosta terrestre,
• a combustão não se pode prolongar de uma forma descontrolada, pois se parar a injeção de combustível fresco, a quantidade de matéria para a fusão presente no reator só permite o seu funcionamento durante algumas dezenas de segundos,
• os problemas dos resíduos são limitados: não existem cinzas radioativas, e o tratamento dos gases não queimados é feito no local. Com uma seleção rigorosa dos materiais constituintes do reator, o armazenamento dos componentes da estrutura macânica, que irão ser ativados pelos neutrons, poderá estar limitado a menos de 100 anos.

No núcleo do reator as reações de fusão ocorrem a mais de 100 milhões de graus. O hélio, confinado, aquece o combustível novo, sendo em seguida arrefecido e extraído da câmara; os neutrons atravessam a parede e interatuam com o lítio contido na cobertura do reator, regenerando o tritio que é assim produzido in-situ. Um fluido transportador de calor circula na camada fértil e leva o calor para produzir eletricidade.

Do ponto de vista econômico, é demasiado cedo para avaliar com precisão o impacto da fusão nuclear. Os custos de investimento serão certamente mais elevados do que para as centrais de carvão ou de fissão, mas o custo do combustível será muito reduzido.

Existem outros combustíveis além do deutério e trítio que poderão alimentar uma segunda geração de reatores. As reações que se podem realizar a longo prazo com estes combustíveis avançados produzem menos neutrons energéticos (D-D) ou mesmo nenhum neutron (D-³He). Neste caso, os reatores não necessitam de camada fértil de trítio e as reações de fusão induzem uma ativação mais fraca das estruturas mecânicas. No entanto, serão necessárias temperaturas muito mais elevadas do que para o ciclo D-T. Além disso, se o deutério é muito abundante sobre a terra, do ³He só existem vestígios e será necessário extraí-lo do solo lunar.

Fusão não termonuclear

A fusão é também possível à temperatura ambiente se os eletrons nas moléculas de deutério e trítio forem substituídos por partículas negativas bastante mais pesadas. Uma dessas partículas é o muon negativo, que é instável, com uma massa igual a 207 vezes a do eletron e um tempo de vida de 2.2 µs. A física da fusão catalisada pelo muon está bem estabelecida, mas os resultados obtidos não permitem esperar um balanço de energia positivo, atendendo às seguintes razões:

• a necessidade de produzir os muons por aceleradores de partículas o que consome muita energia,
• a ligação do muon ao núcleo de Hélio resultante da fusão D-T, antes que ele atue como catalisador de um número elevado de reações de fusão.