Explicação Científica:
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.
Para que uma reação nuclear ocorra, as partículas precisam vencer a barreira Coulombiana repulsiva entre as partículas (descoberta por Charles Augustin de Coulomb, 1736-1806), dada por , enquanto que a energia cinética entre as partículas é determinada por uma distribuição de velocidades de Maxwell-Boltzmann correspondente à energia térmica
Para temperaturas da ordem de dezenas a centenas de milhões de graus, a energia média das partículas interagentes é muitas ordens de magnitudes menor do que a barreira Coulombiana que as separa. As reações ocorrem pelo efeito de tunelamento quântico, proposto em 1928 pelo físico russo-americano George Antonovich Gamow (1904-1968). As partículas com maior chance de penetrar a barreira são aquelas com a máxima energia na distribuição de Maxwell-Boltzmann (dada por ).
A explicação de von Weizäcker e Critchfield para as reações de fusão nuclear que mantêm o brilho das estrelas é dada pela equação . Hoje em dia, o valor aceito para a temperatura do núcleo do Sol é de 15 milhões de graus Kelvin, e a esta temperatura, como explicitado por Bethe no seu artigo, o ciclo próton-próton domina.
A libertação de energia pelo ciclo do carbono é proporcional à 20ª potência da temperatura, como explicitado em , para temperaturas da ordem de 10 milhões de K, como no interior do Sol. Já para o ciclo próton-próton, a dependência é muito menor, com a quarta potência da temperatura, como explicitado em .
Actualmente 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 graus 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 reacções 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, após a queima do hélio em carbono pela reacção triplo − $α$, conforme em , e a explosão de estrelas massivas como supernovas.
Três átomos de hélio colidem, formando um carbono e liberando fótões. Sabemos com certeza que o Sol converte aproximadamente 600 milhões de toneladas de hidrogénio em hélio por segundo, mantendo a vida aqui na Terra. Esta energia produzida pelo Sol, de ergs/s é equivalente a 5 biliões de bombas de hidrogênio por segundo. Para comparar, a primeira bomba atómica, de urânio, chamada de Little Boy, e que explodiu sobre a cidade de Hiroshima, tinha uma potência de 20 000 toneladas de TNT (tri-nitro-tolueno, ou nitroglicerina). Uma bomba de hidrogênio tem uma potência de 20 milhões de toneladas de TNT.
A Fusão nuclear também ocorre no Sol, e na maioria das estrelas, onde são encontradas temperaturas de 1.000.000 a 10.000.000ºC. Como o Sol tem 4,5 mil milhões de anos, ele não nasceu do material primordial (hidrogênio e hélio) que preenchia o Universo cerca de 500 000 anos após o Big Bang, mas sim de material já reciclado. Este material passou alguns milhares de milhões de anos numa estrela que se tornou uma supergigante e explodiu como supernova, ejectando hidrogênio e hélio no espaço, juntamente com cerca de 3% de elementos mais pesados, como carbono, oxigénio, enxofre, cloro e ferro que tinham sido sintetizados no núcleo da supergigante, antes desta tornar-se uma supernova. O material ejetado começou a concentrar-se por algum evento externo, como a explosão de outra supernova ou a passagem de uma onda de densidade, e, com o aumento de sua densidade, as excitações por colisões atômicas e moleculares provocaram a emissão de radiação. Esta perda de energia por radiação torna a contração irreversível, forçando o colapso gravitacional. A segunda lei da termodinâmica nos ensina que um processo que envolve um fluxo líquido de radiação é irreversível, já que há aumento da entropia (uma medida do calor), representada pela perda da radiação.
O conceito de entropia foi formulado pelo físico matemático alemão Rudolf Julius Emanuel Clausius (1822-1888), e mede quão próximo do equilíbrio - isto é, perfeita desordem interna - um sistema está. A entropia de um sistema isolado só pode aumentar, e quando o equilíbrio for alcançado, nenhuma troca de energia interna será possível. Somente quando a temperatura da parte interna desta nuvem colapsante alcança cerca de 10 milhões de Kelvin, a contração é interrompida, pois então a energia nuclear é importante fonte de energia. O conceito de entropia está intimamente ligado ao conceito de calor. Quando um sistema recebe entropia (calor), ele recebe energia. Se um corpo a uma temperatura (T) recebe entropia (S), ele absorve energia (E) equivalente ao produto da temperatura pela entropia, conforme ΔE = TΔS
A entropia (calor) pode ser transportada, armazenada e criada. A entropia é o transportador da energia em processos térmicos. Ela pode ser criada em processos irreversíveis, como queima, fricção, transporte de calor, mas não pode ser destruída. A quantidade de energia usada na criação de entropia é dita dissipada.
Quando 2 átomos de hidrogênio se transformam em deutério, no primeiro passo da fusão do hidrogênio ( ), este 1,4 MeV corresponde a 1,6 ×1010 cal/grama igual a 2 milhões de vezes a energia liberada na combustão de uma grama de carvão

Boa Sorte.

Em primeiro lugar, ninguém gasta bilhões de dólares pra construir usinas nucleares. Se fosse assim, mal teríamos umas cinco pelo mundo afora, não acha?

Em segundo lugar, qualquer um com uns poucos milhares de dólares pode produzir energia nuclear em casa, como o garoto citado. A diferença deste tipo de produção de energia nuclear e a produzida em usinas é o fator aproveitamento.

Experimentos com o do garoto gastam mais energia elétrica do que a energia produzida pela reação nuclear. Ou seja, o aparelho dele, no fim das contas, desperdiça energia. Mas gera fissão nuclear.

E, caso não saiba, nós já dominamos a tecnologia de fissão nuclear há mais de 50 anos. Já é coisa velha, old school.

hsuihsiuhusihsaiuhasiu

“Marty you’ve got to come back with me…
Where??
Back to the futureeeeeeee”

se realmente ele “comprou” um material resistente…kde ele na maquina??
n to vendo nao..
so uma sucata bunitah em pe com PVC e pah..
:\

Acabei de fazer num conversor, e vi que 200 milhões Kelvin equivalem a 199999726.85 ºC.

Foi descrito como “mais de 200 milhões”, então pouco mais de duzentos milhões kelvin é a mesma coisa que pouco mais de 200 milhões celsius. A diferença entre 1ºC e 1K é desprezível.

Não tente dar uma de sabido com o tomate.