Física IV para Engenharia Elétrica. 2º Semestre de Instituto de Física - Universidade de São Paulo

Transcrição

1 1 Física IV para Engenharia Elétrica 2º Semestre de 2014 Instituto de Física - Universidade de São Paulo Professor: Valdir Guimarães valdirg@if.usp.br Aula 8 Física Nuclear - Aplicações

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3 3 Aplicações da física nuclear Bomba atômica e reatores

4 Combustível Nuclear Isótopo físsil: Aquele que pode ser fissionado por ativação neutrônica. Exemplos: Urânio-235, Plutônio-239, Tório-232, ou misturas destes. O combustível típico atualmente é o óxido de urânio ou de plutônio. Natureza: 99,3% de U-238 e 0,7% de U-235 Enriquecimento do U-235 na proporção de 3% a 4%

5 O núcleo de Urânio O núcleo de urânio-235 (92 prótons e 143 nêutrons)

6 Fissão Nuclear Reação em Cadeia

7 Como Funciona uma Usina Nuclear?

8 Urânio e o Reator Nuclear

9 Controle do Reator Nuclear Varetas de controle no núcleo Boro ou Cádmio, de materiais absorventes de nêutrons, permitem regular o ritmo da fissão. Estas varetas de controle serão abaixadas ou retiradas conforme a necessidade de estabilização da energia.

10 Núcleo de um Reator Nuclear Esse processo gera muito calor e é esse calor que é aproveitado para ferver a água, convertendo-a em vapor. É esse vapor que sai sob pressão do reator nuclear e movimenta turbinas que por sua vez fazem movimentar um gerador que produz energia elétrica.

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13 13 Astrofísica Nuclear

14 Origem dos elementos no Universo 14 Asymptotic Giant Branch

15 Abundância galáctica dos elementos Big bang

16 De onde vem os elementos de nosso corpo

17 17 Céu noturno a olho nu

18 Espectro Galáctico

19 19 Espectro observado do Sol Fraunhofer observou 35 linhas hoje sabemos que existem mais de um milhão Linhas de emissão do neônio

20 20 Classificação das estrelas em função da temperatura: O B A F G K M estrelas azuis, T ef = a K, apresentam linhas de HeII (hélio uma vez ionizado) e ultravioleta forte. (Orion, uma das Três Marias). estrelas branco-azuladas, T ef = K, com linhas de HeI. estrelas brancas, T ef =9000 K, com linhas de HI forte; Sírius e Vega estrelas branco-amareladas, T ef =7000 K, com linhas de metais observadas. Exemplos: Canopus estrelas amarelas, T ef =5500 K, como o Sol, com fortes linhas de metais e HI fraco. CaI (H e K) fortes. estrelas alaranjadas, T ef =4000 K, com linhas metálicas dominantes. Contínuo azul fraco. Exemplos: Aldebarã e Arcturus estrelas vermelhas, com T ef =3000 K, com bandas moleculares (TiO) muito fortes. Exemplos: Betelgeuse e Antares.

21 Prova da nucleossíntese Radioatividade galática - raios gamma g Nossa galáxia é transparente a raios-gama. Imagem mostra aonde estão sendo emitidos raios gamas. Portanto aonde estão acontecendo produção de elementos instáveis (com meia vida curta). 44 Ti emitido por Supernova (meia-vida 60 anos)

22 Evolução do Sol Queima de Hélio Camada de Queima de Hidrogenio Camada onde não ocorre queima Grande quantidade de He no Centro Aquecimento do centro do Sol permitindo próxima fase queima de Hélio

23 Sol - queima de hidrogênio Estrelas ainda no estágio inicial = queima de hidrogênio 1 H+ 1 H+ 1 H+ 1 H = 4 He + energia + neutrinos + gamas Ciclo p-p (Proton-proton) Ciclo CNO Produção de energia do nosso SOL é dada por queima de hidrogênio em reações nucleares cíclicas.

24 Valdir Guimarães Sol queima de hidrogênio 1 H + 1 H + 1 H + 1 H = 4 He + energia + neutrinos + gamas p + p = d + β + n Via interação fraca

25 Ciclos pp-i, pp-ii e pp-iii no Sol 25 Possíveis ressonâncias no 6 Be 25 Neutrinos solares 3 He+ 3 He= 6 Be = 4 He+2p activation

26 Valdir Guimarães Nucleossíntese (Mini-curso) Londrina-Outubro-2009 Queima de Hélio em estrelas Gigantes vermelhas Reação mais importante - Captura tripla de alfa 3 12 C ev Oxygen-16

27 Valdir Guimarães Nucleossíntese (Mini-curso) Londrina-Outubro-2009 Densidade e temperatura na evolução do interior de uma estrela 27 Queima de hidrogênio Queima de Hélio Queima de carbono Queima de Neonio...

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29 Queima explosiva de hidrogênio em novas Cataclimas binários são ambientes propícios para processos explosivos Nova: queima termo-nuclear na acredora anã branca Supernova type I: queima explosiva na acredora anã branca

30 Supernova light curve 1987 A Explosão de supernova em 1986

31 31 Closed shell nuclei have small S n, enrichment around N=50, 82,126

32 32 Efeito halo em núcleos exóticos Outros núcleos com efeito halo: 8 B, 11 Be e 17 F

33 Núcleos exóticos leves Tenho investigado estrutura dos seguintes núcleos: ricos em prótons 6 Be, 7 Be, 8 B, 9 C, 11 N, 13 O, 15 F, 17 Ne ricos em nêutrons 6 He, 8 Li, 10,11 Be, 12,13,14 B recentemente 10,11 C e planos para 14,15 C (proton halo) 6 Be 5 Li 13 O 11 N 9 C 8 B 17 Ne 15 F 6 He(skin) 8 He(skin)

34 34 Aplicações da física nuclear

35 Datação radioativa com 14 C T 1/2 =5730 anos

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37 Exercícios e problemas 62E. Em uma amostra de 5,00 g de carvão vegetal, proveniente dos restos de uma antiga fogueira, o 14 C tem uma atividade de 63,0 desintegrações/min. Em uma árvore viva, o 14 C tem uma atividade de 15,3 desintegrações/g. min. O 14 C possui meia vida de 5730 anos. Qual é a idade da amostra?

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39 43.7 Medida da dose de radiação Dose absorvida: 1 Gy = 1 J/kg = 100 rad gray (SI) Dose equivalente (com efeitos biológicos): 1 Sv = 100 rem unidade antiga (radiation absorbed do sievert (SI) =Gy.RBE(relative biological effectiveness) unidade antiga (roentgen equivalent in man

40 Níveis de energia dos núcleos E (MeV) 3 28 Al 2 1 g g 0

41 43.8 Modelos nucleares O modelo coletivo (gota de líquido)

42 O modelo das partículas independentes