N - v escola avançada de energia nuclear para o ensino médio
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IV Escola Avançada de Energia Nuclear Teoria e aplicações das ciências nucleares 27 de junho a 02 de julho de 2011 Instituto de Pesquisas Energéticas e Nucleares – IPEN-CNEN/SP De que é feito o Universo? Como o Universo chegou a ser o que é hoje? Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção Na tentativa de obter estas respostas muitos progressos foram feitos nas diferentes áreas do conhecimento Exemplo:construção e domínio de tecnologia de aceleradores para possibilitar o conhecimento da matéria e para testar os limites das teorias propostas na Física de Partículas para explicar a origem do Universo. Trata-se investimentos financeiros tão altos quanto as velocidades que pretendem-se chegar.... (370 milhões de euros no LHC - Large Hadron Collider - LHC) objetivo é obter dados sobre colisões de feixes de partículas (7TeV por partícula). O laboratório localiza-se em um túnel de 27 km de circunferência e 175 m abaixo do nível do solo na fronteira da França Aula e Suiça. – Profa. Dra. Marlete Assunção A descobertas de novas partículas 1930: o átomo – prótons, elétrons e neutrons Teoria Quântica explicava a estrutura do átomo e o decaimento alfa. A existência do neutrino (Fermi usou para explicar o decaimento beta) já tinha sido postulado – a observação do neutrino constitui num problema atual da Física. Descoberta de novas partículas no final da década de trinta: múon (m), píon (p), Káon (k), sigma (S)...meias vidas variando de 10-6 e 10-23s Raios Cósmicos : prótons de altissima energia que vem do espaço e colidem com átomos da atmosfera terrestre Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção Classificação das partículas Exemplo: 1. Spin – momento angular intrínseco das partículas L s onde s é o número quântico de spin Valores inteiros (0,1,...) => bósons (fótons - s=1) Valores semi-inteiros (1/2,3/2....)=>férmions (elétrons, prótons e neutrons - s=1/2) Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção Classificação das partículas Exemplo: 2. Forças – tipos de forças que atuam sobre a partícula e contribui para a sua integridade Força Forte: hádrons (prótons e neutrons) Exemplo: força eletromagnética Força Fraca: léptons (elétrons e neutrinos) Exemplo: força gravitacional no nível subatômico. Hádrons são bósons => mésons (pions) Hádrons são férmions => bárions (prótons) Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção Partículas e Antipartículas 1928: Dirac previu que o elétron possui sua antipartícula, ou seja, elétron positivo (pósitron). Descoberta: 1932 Quando uma partícula encontra sua antipartícula ocorre a aniquilamento das duas: e e (Q 1,02MeV ) Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção Partículas e Anti-Partículas 1929: Edwin P. Hubble estabeleceu uma expressão entre a velocidade v de afastamento de uma galáxia e a distância r da galáxia em relação ao observador conhecida como a lei de Hubble: v Hr onde H é a constante de Hubble 19 1019 Hz H 26 1019 Hz Valor ainda impreciso devido o método de medida. Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção Radiação de Fundo em Microondas 1965: Arno Penzias e Robert Wilson (radioastronomos do Laboratórios da AT&Bell) – testando um receptor de microondas (antena) usado em pesquisas de telecomunicações descobriram a radiação cósmica de fundo. Comportamento: radiação de corpo negro (T=2,7K) Premio Nobel: 1978 Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção O Big Bang Gamow – previu em 1965 a radiação cósmica de fundo Expansão do Universo – constatação de Hubble O Big Bang representa o início do espaço-tempo; Toda a matéria e energia estavam concentrados num único ponto a uma temperatura altissima; Expansão abrupta e rápida dessa energia, com queda de temperatura; Transformação de energia em matéria (massa); Formação das primeiras partículas: plasma de quark-glúons. Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção A formação de fótons, mésons e bárions Aniquilação de quarks (componentes básicos da matéria) e antiquarks; Formação de energia eletromagnética (fótons); Sob a ação de glúons (força nuclear forte), os quarks começam a se juntar, formando hádrons: • • Dois quarks: mésons Três quarks: bárions up,up,down: próton up,down,down:nêutron Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção A formação de fótons, mésons e bárions 1ms após o Big Bang: esgotam os quarks livres • Composição do Universo: Prótons Nêutrons Radiação eletromagnética (fótons) • Força Nuclear Fraca n e p p e n Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção A formação de fótons, mésons e bárions 1s após o Big Bang: temperatura muito baixa para prótons serem convertidos em nêutrons • Presença de elétrons e neutrinos no Universo. • Quantidade de prótons muito maior que a quantidade de nêutrons 10s após o Big Bang: prótons e nêutrons juntam-se para formar os núcleos p Hidrogênio p n Deutério p 2n Trítio 2 p 2n Hélio ( partícula alfa ) 3 p 3n Litio Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção Universo Opaco 3min após o Big Bang: cessam as fusões nucleares Universo constituído por: 75% de núcleos de hidrogênio Quase 25% de núcleos de Hélio Quantidades quase que desprezíveis de outros núcleos Elétrons, neutrinos e núcleos forma uma barreira que confina as ondas eletromagnéticas Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção A outra previsão notável do Big Bang é a relação entre o hélio (He) e o hidrogénio (H) existentes no universo, e a nucleosíntese cósmica dos outros elementos leves. A abundância prevista para o deutério, hélio e lítio depende da densidade de massa-energia de matéria ordinária no universo primitivo. Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção Universo Transparente 380.000 anos após o Big Bang: temperatura cai abaixo dos 3000K; A força eletromagnética passa a ser dominante: capturam elétrons e formam-se os primeiros átomos núcleos A barreira que confinava a radiação é rompida: o Universo tornase transparente A radiação eletromagnética expande-se e preenche todo o Universo, constituindo a radiação cósmica de fundo ( hoje: T=2,7K com l=1mm) Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção Estrutura no Universo 200 milhões de anos após o Big Bang: a força gravitacional torna-se importante Formação das galáxias Universo passa a ter a estrutura que conhecemos Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção • Cálculos e Previsões Teóricas : Modelos Cosmológicos; • Medidas Experimentais: seções de choque, meias-vidas, anisótropias, etc.; • Medidas Observacionais: planetas, estrelas, meio-interestelar; • Associação e Confrontação das Medidas Experimentais e Observacionais com os Modelos Teóricos. IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Big-Bang densidade alta temperatura elevada não existia tempo e espaço Após a Explosão sopa de energia surgimento resfriamento matéria edeexpansão gravidade e átomos de hidrogênio estrelas e galáxias ~15 bilhões de anos T~ - 270,4oC IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • Radiação Cósmica de Fundo (T=2,7K) proveniente da transformação de massa em energia radiante, um resíduo do Big-Bang que deu origem ao Universo (detectada em 1965 por Penzias & Wilson e prevista por G. Gamow em 1948) Medidas recentes (2003) e altamente precisas da anisotropia (flutuações de temperatura) da CMBR Medidas de flutuações da temperatura da ordem de 10-5 K WMAP = Wilkinson Microwave Anisotropy Probe IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Big Bang Tuniverso tempo Plasma de Quark-gluon >1012K 10-6s Formação de proton-neutron >1012K 10-4s Formação de nucleos leves >109K 3min Formação de Átomos neutros 4000K 400000 anos Formação de estrelas 50K-3K 3.108anos Dispersão de elementos massivos <50K-3K >3.108anos Formação de estrelas 3K 14.109anos Conversão de protons para neutrons reação # 1 : Com a diminuição da temperatura do Universo tornou-se possível a formação do deuteron reação # 2 : deutério Com a formação de deuterons iniciou-se formação de elementos mais pesados deutério hélio-3 hélio-4 deutério hidrogênio-3 (tritio) hélio-4 IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Formação dos elementos leves em função da temperatura IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Abundâncias previstas para os isótopos produzidos pela nucleossíntese primordial, em função da razão de bárions e fótons (h=rb/rg) IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Tabela de Isótopos (1996) Z=0-50 300 núcleos estáveis 3000 núcleos instáveis IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Processos Estelares IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Processos Estelares IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Processos Estelares IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Processos Estelares • Primeiro estágio: Ciclo Proton-Proton – lembre-se que o Universo é basicamente populado por prótons (75%) IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Processos Estelares • O aumento de energia devido a esses processos faz a estrela expandir, tornando-se uma Gigante Vermelha IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Processos Estelares • Segundo estágio: Fusão tripla de 4He e Ciclo CNO IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Processos Estelares • Se a massa da estrela é grande, o Carbono pode fundir em outros elementos, sempre gerando mais energia (processo exotérmico) Processos Estelares • Todos esses processos são reações nucleares e portanto precisamos conhecer muito bem essas reações para saber se entendemos o que ocorre no interior de uma estrela Processos Estelares • A fusão do Ferro é endotérmica (absorve energia), que causará o colapso da estrela; • Esta irá “ricochetear”, culminando em uma grande explosão: uma Supernova IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Processos Violentos no Universo IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Processos Violentos no Universo IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Processos Violentos no Universo • Por que esses processos violentos são especiais? • As altas temperaturas permitem a formação de elementos mais pesados... IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Processos Violentos no Universo • Estes processos ocorrem muito rapidamente e envolvem reações nucleares complexas que são a chave para se entender a formação de elementos mais pesados. IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Como estudar tudo isso experimentalmente? • Estudando as reações nucleares e a física envolvida nessas reações de interesse através de aceleradores de partículas. IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Criando estrelas... • Quais são as dificuldades em se reproduzir as reações nucleares que ocorrem no cosmo? • Elas são reações muito raras devido às baixas energias envolvidas na colisão; IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Pico de Gamow IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Nucleossíntese não homogênea Várias reações com Q positivos envolvendo núcleos não estáveis (exóticos) IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Drip-line de prótons Drip-line de neutrons (núcleos instáveis por decaimento de neutrons) IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Interior de uma estrela (equilíbrio hidrostático) Big Bang Tuniverso tempo Plasma de Quark-gluon >1012K 10-6s Formação de proton-neutron >1012K 10-4s Formação de nucleos leves >109K 3min Formação de Átomos neutros 4000K 400000 anos Formação de Formação de Dispersão de estrelas estrelas elementos massivos partículas Ec mais baixas são 50K-3K com as<50K-3K 3K 8anos 3.10 14.109anos >3.108rapidamente anos queimadas mais esgotamento destas partículas contração gravitacional a temperatura diminui Processo– s (escalas de tempo longas com relação ao decaimento b) Queima do H Formação de 4He captura de neutrons em que o fluxo de neutrons disponível não é muito alto Cadeia p-p T~107K, M ~ MSol Ciclo CNO T~2.107K, M >MSol energia, pósitrons e neutrinos transforma H em He na presença de 12C, Formação de 14N e 16O Queima de H ocorre até que esse combustível se esgote na região central quente da estrela, colapsando-a estágios finais de evolução de estrelas de massa intermediária, na fase de gigantes frias,na fase de queima hidrostática 56Fe captura neutrons formando Co, Ni, Cu, Zn, etc, indo até 209Bi (Z=83) eventos explosivos energéticos (explosão de supernovas de tipo II) Processo de queima de He e elementos mais pesados Processo-p captura direta de protons Processo– r (captura de neutrons segue o decaimento b) elementos mais pesados que o Fe podem ser produzidos se a temperatura for suficientemente alta Eu, Dy e Sm são produzidos somente no processo-r Por exemplo : Estudos do meio-interestelar (revela a existência moléculas orgânicas em locais diferentesetc.) Trocas de conhecimentos entre diversas áreas (física, de geología, química, biologia, engenharia, do Universo – água e aminoácidos) Construção e desenvolvimento de instrumentos e equipamentos para novos experimentos Elaboração de métodos científicos para a simulações e cálculos Estudo da evolução do Universo Estudos dos efeitos dos meteóritos e da luz ultravioleta nas superfícies planetárias e na vida Investigação de processos que podem ter lugar na superfície ou no interior de corpos planetários Estudos de processos bioquímicos que poderiam estar presentes em momentos mais remotos da vida Chips de DNA para a análise de diferenças na expressão genética Estudos das propriedades bioquímicas de seres Estudos da evolução microbiana Por exemplo: capazes de viver em condições não comuns (extremas) da biosfera Estudos de nucleossíntese dos elementos químicos em estrelas e sua formação no Universo primordial Estudos de núcleos exóticos e mecânismos de reações Estudos das relações entre as atividades metabólica dos microorganismos e o ambiente em elas acontecem Por exemplo: Estudos de ecologia molecular Programas de análise eficaz e ordenada de sistemas celulares Estudos relacionados a extremofilia (Adotando a perpectiva evolucionista com o objetivo de identificar padrões de complexidade e auto-organização dos sistemas celulares Desenvolvimento de novas tecnologias e métodos ligados a bioinformática IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Local: diferentes partes do Universo Matéria-prima : meteóritos primitivo cometas planetas gigantes satélites dos planetas gigantes (ex: Europa) espaço interplanetário Órbita estável de Júpiter Presença do Sol e da Lua Megaimpactos de cometas e asteróides e as extinções em massa Tectónica de Placas Quantidade ideal de água Posição correta do planeta, não apenas no sistema solar, mas na Galáxia IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Raios – emitidos pelo 26Al (t1/2~milhões de anos) Existência do Tecnécio (Z=43) no Universo e não na Terra Não existe elemento estável com Z=5 e Z=8 IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Busca de ressonâncias em núcleos leves Cálculos e determinação experimental de meias vida dos elementos químicos presentes no Universo primordial e nas estrelas Determinação das taxas de reações (parâmetros em modelos cosmológicos) para núcleos leves Estudo de mecânismos presentes na nucleossíntese primordial e estelar Big Bang não homogêneo : reações de produção e destruição de neutrons (núcleos exóticos) para a determinação de seção de choque IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • H, He e Li praticamente todos os elementos presentes na Terra se originaram nas estrelas. IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • Fontes de formação (síntese) dos elementos • nucleossíntese primordial (Big-Bang) • nucleossíntese estelar (Estrelas) • nucleossíntese explosiva (Nova e Supernova) • nucleossíntese no meio intergalático IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção A resposta procurada tanto por cientistas quanto por filósofos • 1927 - G. Lemaître o universo teria começado como um ponto infinitamente pequeno, num tempo zero, com a matéria primordial num estado hiperdenso. • 1929 - Termos observacionais E. Hubble mediu as velocidades radiais das galáxias em relação à Terra (Efeito Doppler) galáxias se afastam com velocidades proporcionais às suas distâncias! F. Hoyle • 1948 - G. Gamow lançou a hipótese de que o universo teria tido origem a partir de uma explosão, que ejetou a matéria primordial quente para todas as direções. IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • T aumenta barreiras coulombianas mais altas podem ser vencidas elementos mais pesados (C, Si e O) podem ser queimados sintetizando elementos pesados até o Fe. • Elementos mais pesados = entendida através dos processos de captura de nêutron e de próton. • Elementos mais pesados = formados por exposição de núcleos leves a um fluxo de nêutrons. Meio estelar = fluxo de nêutrons livres liberados principalmente por reações de fusão 18O • IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • Núcleo pesado (Z,N) pode capturar nêutrons (Z,N) + n → (Z,N+1) + • Se (Z,N+1) for estável contra do decaimento-b: pode “ficar à espera” para capturar um nêutron aumentando o valor de N mantendo o mesmo Z • Se (Z,N+1) for instável: competição entre decaimento beta e a captura de nêutron no sentido de que o núcleo segue o processo mais rápido. • Encontramos nas estrelas duas escalas de tempo (comparadas com o decaimento-b): captura lenta (processo s) e captura rápida (processo r) Fluxo de nêutrons 105 nêutrons/cm2s Fluxo de nêutrons 1022-26 nêutrons/cm2s IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • • Estrela: formada incialmente de núcleos de H. A primeira fase da evolução é quando ela ainda está queimando o H. A maior parte da energia nuclear das estrelas resulta da fusão de hidrogénio para dar núcleos de He • fusão de 4 núcleos de H para formar um núcleo de He essa conversão se dá em ciclos • 1938: H. Bethe demonstrou que as reações de fusão próton-próton podem explicar a origem da energia irradiada pelo Sol • Estrelas com T < 2x107K (Sol) ocorre cadeia-pp • Estrelas T maior (M >1,5MO) domina o ciclo CNO IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • Combinando-se todas as equações de toda a cadeia PP, encontra-se que seis prótons eventualmente produzem um núcleo de hélio, dois pósitrons, dois neutrinos e dois raios gamma, além de dois prótons produzidos também. • Esta reação ocorre de diferentes maneiras que originam três ramos PP diferentes. IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • Resumo dos três ramos da cadeia PP, juntamente com as probabilidades de ocorrência de cada um deles para uma estrela tipo solar. (Note que a importância relativa de cada ramo depende das condições no interior estelar, as quais irão alterar as probabilidades de cada ramo). 86% PP I PP II 14% 99,89% 0.11% PP III IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • Independentemente do caminho seguido, verifica-se sempre: Energia liberada • Diferença de massa entre os núcleos iniciais e os produtos de reação O que varia entre os diferentes caminhos é a energia transmitida aos neutrinos. Por exemplo: E() = 0.26 MeV E() = 7.2MeV IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • Neutrinos partículas com carga neutra e rápidos atravessam a extensão do sol quase que sem nenhuma interação chegando até a Terra. • Evidência importante de que seria esse o mecanismo envolvido na produção de energia do sol seria a observação desses neutrinos solares aqui na Terra. • Detector SuperKamiokande (no Japão) Fator-S elimina o efeito da barreira Colombiana : S(E) = (E) E e2 Queda exponencial a baixas energias devido barreira Coulombiana IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção PPI Ressonância no 6Be PPII PPIII activation II EAEN (2009) – Profa. Dra. Marlete Assunção • • Proposto por Hans Bethe e Carl Friedrich von Weizsäcker em 1938 O ciclo CNO é outro processo de queima de H. ciclo CNO 4 prótons sob enormes pressão e temperatura He, dois raios- , dois pósitrons e dois neutrinos • queima de 4 H em 1 He libera 26,7MeV por reação • O resultado final do processo é a fusão do H em He como na cadeia PP, mas os passos envolvidos nas reações individuais do ciclo CNO são bastante diferentes. IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • O ciclo começa com um núcleo de 12C ao qual 4 prótons serão sucessivamente adicionados. Em dois dos passos, a adição do próton é imediatamente seguida por um decaimento beta (com a emissão de um pósitron e um neutrino). No final do ciclo, um núcleo de He é emitido e resta um núcleo de 12C. Entretanto, há uma reação alternativa para o passo final: seguida pela série de reações: 12C catalizador • 12C • a contribuição do ciclo CNO para a geração de energia total no Sol é de 10%. Estrelas mais massivas do que o Sol têm temperatura mais alta ciclo CNO domina. • funciona como catalizador da reação (não é queimado). IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção Como a temperatura do núcleo de estrelas massivas é muito mais alta que para estrelas de baixa massa, o ciclo CNO dominará a produção de energia em estrelas de alta massa. A temperaturas baixas, a energia é produzida essencialmente pela cadeia PP A temperaturas de core intermédias Tthreshold (estrelas com massa maior que o Sol) domina o ciclo CNO Tthreshold log [ ( / X2)/ m3 W kg2] A temperatura está graficada no eixo horizontal. O eixo vertical representa uma quantidade que mede a taxa de produção de energia, graficada em escala logarítmica. CNO T19.9 T4 0 5 10 15 20 25 PP 30 35 T (106 K) O ciclo CNO não pode ocorrer em temperaturas inferiores a ~1.5 x 107Kc I EAEN (2008) – Profa. Dra. Marlete Assunção • A importância dessas reações de fusão em uma estrela depende principalmente da temperatura do núcleo da estrela Combustível Nuclear H H He C O Si Processo Limites de Temperatura Produtos cadeia p-p ciclo CNO 3 C+C O+O Disintegração ~ 4 x 106 K 15 x 106 K 100 x 106 K 600 x 106 K 1000 x 106 K 3000 x 106 K He He C, O O, Ne, Na, Mg Mg, S, P, Si Co, Fe, Ni IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • As setas indicam as direções em que as reações ocorrem T9 = 109 K • (p,) corresponde a reação de captura de próton. • (e+,) corresponde ao decaimento b. • (p,) corresponde a captura de um próton com a IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção liberação de uma partícula . • A medida que a cadeia PP e o ciclo CNO transformam mais e mais H em He, deveríamos esperar que dois núcleos de 4He se fundissem para formar 8Be. • 8Be • beryllium bottleneck (estrangulamento do Be), instabilidade do 8Be impede que elementos pesados sejam formados após a criação do núcleo de 4He na cadeia PP ou ciclo CNO. tempo de vida de 2,6 x 10-16s!! IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • Captura rápida de prótons Análogo ao processo-r diferença fluxo intenso de prótons leva à captura rápida de prótons (Z,A) + p → (Z+1,A+1) + • Sequência que leva à drip line de prótons seguida de decaimento beta • Maneira de explicar a abundância de elementos ricos em prótons Sugerido por G. Burbidge e colaboradores IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • Nas temperaturas onde a cadeia PP e o ciclo CNO ocorrem, 8Be será desintegrado antes que seja envolvido em nova reação de fusão. • 1952: E. Salpeter T > 108 K = o tempo de vida do 8Be muito curto, mas mais longo que o tempo médio de colisão entre núcleos de 4He. • Quando o núcleo de uma estrela tem T > 108 K, há uma probabilidade não-nula de que o 8Be reaja com 4He para produzir 12C, driblando o estrangulamento do berílio e iniciando uma série de reações chamadas processo triplo-alpha. Captura tripla de alfa 3 12C + 7.96 eV Oxygen-16 II EAEN (2009) – Profa. Dra. Marlete Assunção • Mais tarde, Fred Hoyle mostrou que essa probabilidade é maior que a predição de Salpeter porque o 12C tem um nível de energia parecido com energias combinadas dos núcleos de 8Be e 4He. IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • • Taxas precisas de reações nucleares são necessárias para uma detalhada descrição da produção de elementos na nucleossíntese primordial. Exemplo: Síntese do deutério (d) – formação a partir da fusão p+n (p+n→d+) – queima d+d→n+3He ou d+d→ +3He ou d+d→ p+3He • Em outras palavras Abundância = conhecer o balanço entre a taxa de produção e taxa de consumo • Essas informações laboratório feixe de uma partícula / alvo de outra partícula • Informações obtidas no laboratório → nucleossíntese primordial Lembrar… os dois ambientes não são exatamente os mesmos • Elementos no universo ou no centro das estrelas são apenas núcleos alvos dos mesmos elementos usados no laboratório são átomos (núcleo e elétrons) IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • • Correção na medida no laboratório efeito dos elétrons (bindagem eletrônica) Eles blindam as cargas nucleares, aumentando a probabilidade da fusão e conseqüentemente reduzindo a repulsão de Coulomb. • O avanço dos estudos em astrofísica nuclear estão focalizados nas extremidades opostas da escala da energia de reações nucleares: energias muito altas e muito baixas • Projéteis com energias de bombardeamento elevadas produzem matéria nuclear em altas densidades e temperaturas. matéria produzida nessas colisões nucleares produz um plasma do quark-gluon. reproduz as condições dos primeiros segundos do universo e também do núcleo de estrelas de nêutron. • • • • No extremo oposto da escala de energia estão as reações de baixa energia, de importância para a evolução estelar As reações relevantes são extremamente difíceis de se medir diretamente no laboratório devido às baixas energias astrofísicas. • A quantidade de facilidades com feixes radioativos tem crescido muito. técnica de fragmentação, com feixes secundários na escala de energia Elab 100 MeV/nucleon • • Exemplos: GANIL/França, MSU/USA, RIKEN/Japão e GSI/Alemanha informações da estrutura nuclear dos núcleos • • Reações que não conseguimos fazer com núcleos estáveis. IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção • favorece à formação de elementos pesados. IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção II IEAEN (2010) – Profa. Dra. Marlete Assunção • Slow = Captura de nêutrons é mais lenta que o decaimento b. • Trajetória = corre ao longo dos isótopos (núcleos com o mesmo Z) estáveis do núcleo (Z,N) até alcançar um núcleo instável. • Decaimento b leva imediatamente o núcleo instável para o elemento estável da mesma família isobárica. • Trajetória completa segue ao longo dos núcleos colocados sobre a linha de estabilidade beta tendo por ponto final o elemento 209Bi. II IEAEN (2010) – Profa. Dra. Marlete Assunção • Rápido = A captura pode ser mais rápida do que o decaimento b se o meio estelar apresentar um fluxo de nêutrons intenso • núcleo (Z,N) captura um nêutron antes que o decaimento b opere o isótopo resultante captura outro nêutron e assim sucessivamente produzindo núcleos com N cada vez maiores • SATURAÇÃO: depois de um número de capturas o núcleo fica saturado e não consegue capturar mais partículas • • Espera até que um decaimento b o leve a um núcleo da família isobárica (de mesmo A) • metade de todos núcleos estáveis observados na natureza na região A > 60, são produzidos pelo processo-r. II IEAEN (2010) – Profa. Dra. Marlete Assunção • Nomenclatura = 1957 – – – – Eleanor Margaret Peachey Burbidge (1919-) Geoffrey R. Burbidge (1925-) William Alfred Fowler (1911-1995) Sr. Fred Hoyle (1915-2001) II IEAEN (2010) – Profa. Dra. Marlete Assunção • No sol a reação 7Be(p,)8B tem um importante papel na produção de neutrinos de alta energia. • • vêm diretamente do centro do sol e são fontes de informação da estrutura do sol • neutrino solar • John Bahcall disse que esta era a reação mais importante na astrofísica nuclear. • • Nosso conhecimento sobre esta reação tem melhorado consideravelmente devido às facilidades com feixes radioativos. II IEAEN (2010) – Profa. Dra. Marlete Assunção II IEAEN (2010) – Profa. Dra. Marlete Assunção
