Energias alternativas e hélio

If, indeed, the subatomic energy in the stars is being freely used to maintain their great furnaces, it seems to bring a little nearer to fulfillment our dream of controlling this latent power for the well-being of the human race – or for its suicide.
Sir A. Eddington, Brit. Assoc. Advan. Sci. Rept. Cardiff , 1920

O último post faz-me recuperar o hélio, o segundo elemento mais abundante no Universo mas muito escasso na Terra. De facto, a nossa atmosfera não consegue reter o mais leve dos gases raros - a sua velocidade térmica na alta atmosfera é superior à velocidade de escape e o hélio «foge» da Terra.

O hélio é igualmente um dos três elementos que se pensa terem sido formados no Big Bang. George Gamow foi o autor da proposta de que a formação dos elementos mais leves (hidrogénio, hélio e lítio) poderia ser explicada através da «nucleossíntese primordial» que teria ocorrido no início do Universo, cerca de 3 a 4 minutos após o Big Bang, por recombinação dos nucleões formados. A formação de elementos pesados, ao contrário do que Gamow e outros pensavam, não pode ser explicada por este processo primordial.

Na realidade, os restantes elementos são produzidos por fusão nuclear nas estrelas, a nucleossíntese estelar que «sintetiza» elementos diferentes ao longo das etapas da evolução das estrelas. Por exemplo, o elemento da vida, o carbono, é formado a partir do hélio por um processo denominado triplo-alfa (em que três núcleos de hélio se fundem). Os elementos pesados sintetizados nas estrelas são depois espalhados pelo Universo, permitindo a formação de novas estrelas (como as estrelas de População I da Via Láctea) e até mesmo planetas como a Terra. O nosso Sol é uma das estrelas com origem nas sementes da vida deixadas pela morte de outras estrelas.

A fonte de energia das estrelas permaneceu um mistério por muito tempo, tendo sido Arthur Stanley Eddington, o grande divulgador em língua inglesa da relatividade de Einstein, um dos primeiros a perceber a natureza termonuclear dos processos estelares. Eddington, que em Dezembro de 1912, substituiu George Darwin, um dos filhos de Charles Darwin, na titularidade de uma cadeira de astronomia em Cambridge, mostrou uns anos depois que a fusão de núcleos de hidrogénio em núcleos de hélio libertava uma energia muitas ordens de grandeza superior à da envolvida na reacção química mais exotérmica.

A fusão nuclear é assim o processo responsável pela nossa existência, já que não passamos de poeira das estrelas e o Sol recorre à sua imensa massa e à força da gravidade para produzir as reacções de fusão que libertam a energia que sustenta a vida da Terra.

Quase 90 anos depois, o sonho referido por Eddington parece prestes a realizar-se. Embora ainda não controlemos a energia das estrelas já dominamos parcialmente alguns processos e uma das esperanças de resolução da crise energética com que nos debatemos passa exactamente pela fusão nuclear.

Uma das etapas mais importantes na vida das estrelas é a fase de queima de hidrogénio - conseguido via o processo chamado cadeia pp nas estrelas de primeira geração e igualmente através do ciclo CNO nas estrelas de segunda geração ou nas mais massivas. De facto, quando o gás interestelar se condensa numa estrela, esta é constituída essencialmente por hidrogénio e a «queima» deste elemento em hélio é fundamental no processo de evolução estelar. Outra etapa importante na evolução das estrelas dá-se quando o hidrogénio «acaba» e a estrela começa a queimar hélio. Para estrelas «pequenas», com uma massa até ao dobro da massa do nosso Sol, a queima de hélio produz essencialmente o elemento da vida e outro elemento essencial à vida como a conhecemos, o oxigénio, embora sejam formados elementos com número atómico igual ou inferior a 12 (magnésio).

Embora as reacções que dão origem a elementos mais pesados e que ocorrem apenas em etapas avançadas da vida de estrelas pesadas - com massa > 2Msol-, não sejam possíveis de reproduzir na Terra devido às temperaturas elevadissimas que exigem, algumas das reacções «iniciais» da vida das estrelas podem ser reproduzidas na Terra.

A fusão nuclear que se pretenda venha a ser um processo de produção de energia consiste na fusão dos núcleos de dois átomos leves como o hidrogénio, o hélio, o deutério ou o trítio (estes dois últimos são isótopos do hidrogénio). Na figura seguinte o processo é ilustrado com o deutério e o trítio, processo que produz hélio, um neutrão e 17.6 MeV.


Esta é a reacção mais fácil de obter na Terra, dado que é a reacção que tem um máximo da secção eficaz de colisão à menor temperatura. A reacção de fusão teoricamente mais interessante é a que envolve D e He-3 , uma vez que é aquela que conduz à libertação de uma maior quantidade de energia por reacção (18.3 MeV) e que não produz neutrões. Esta reacção é no entanto muito difícil de realizar na Terra dado que a sua secção eficaz de colisão tem uma máximo para energias muito elevadas.

Para além disso, outro óbice a esta reacção é a escassez de He-3 no nosso planeta - e já agora, há muitas vozes a alertar para o «desperdício» do isótopo mais abundante, o He-4. Há riscos de se esgotarem em breve as reservas deste gás, que é muito utilizado em inúmeras aplicações tecnológicas para além de ser indispensável em algumas áreas científicas. Por exemplo o Large Hadron Collider, LHC, de que falou ontem o Carlos, conterá ao longo dos 27 km do seu perímetro cerca de 800 mil litros de hélio líquido, necessários para arrefecer 1700 electromagnetos supercondutores.

Mas se o He-3 é extremamente raro na Terra é muito abundante na Lua e já há alguns anos que se fala na mineração no satélite da Terra do combustível considerado ideal por muitos. Embora há cerca de um ano Frank Close tenha incluído esta possibilidade nos factóides científicos que confundem a opinião pública (como os buracos negros com que o LHC supostamente iria destruir a Terra), o certo é que existe uma corrida à Lua por parte de todas as potências mundiais, incluindo EUA, Rússia, China, Índia, UE e Japão, que pretendem o estabelecimento de bases lunares, algumas já com calendário definido e que não desmentem um possível interesse no He-3. Por exemplo, um dos objectivos da sonda chinesa Chang'e 1, lançada há menos de um ano do Xichang Satellite Launch Center, seria exactamente uma prospecção da quantidade de He-3 existente na Lua.

De igual forma, o Instituto de Tecnologia de Fusão (FTI) da Universidade de Wisconsin, não parece muito preocupado com os problemas que Close aponta à reacção de fusão envolvendo o He-3 ( usando fusão rápida por confinamento inercial e não fusão lenta por confinamento magnético, como no ITER ou no JET - Joint European Torus).

Para o antigo astronauta e geólogo Harrison Schmitt, agora investigador do FTI, o equivalente a uma carga simples de um vaivém espacial carregado de hélio-3 seria suficiente para fornecer toda a energia que os Estados Unidos necessitam durante um ano. Claro que este sonho de Schmitt não passa por enquanto disso mesmo, de um sonho, que me parece actualmente de muito difícil concretização. Mas há 100 anos que o hélio não pára de nos surpreender e pode ser que nos reserve ainda surpresas maiores...