N - v escola avançada de energia nuclear para o ensino médio

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 1019 Hz  H  26 1019 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) + 
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Sequência que leva à drip line de prótons seguida de
decaimento beta
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Maneira de explicar a abundância de elementos ricos
em prótons  Sugerido por G. Burbidge e
colaboradores
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
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Nas temperaturas onde a cadeia PP e o ciclo CNO ocorrem, 8Be
será desintegrado antes que seja envolvido em nova reação de
fusão.
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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.
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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
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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
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Taxas precisas de reações nucleares são necessárias para uma
detalhada descrição da produção de elementos na nucleossíntese
primordial.
Exemplo: Síntese do deutério (d)
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formação a partir da fusão p+n (p+n→d+)
–
queima d+d→n+3He ou d+d→ +3He ou d+d→ p+3He
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Em outras palavras  Abundância = conhecer o balanço entre a
taxa de produção e taxa de consumo
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Essas informações  laboratório  feixe de uma partícula / alvo de
outra partícula
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Informações obtidas no laboratório → nucleossíntese primordial 
Lembrar…  os dois ambientes não são exatamente os mesmos
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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
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Correção na medida no laboratório  efeito dos elétrons (bindagem
eletrônica)
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Eles blindam as cargas nucleares, aumentando a probabilidade da
fusão e conseqüentemente reduzindo a repulsão de Coulomb.
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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
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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.
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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.
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A quantidade de facilidades com feixes radioativos tem crescido muito.

técnica de fragmentação, com feixes secundários na escala de energia
Elab  100 MeV/nucleon
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Exemplos: GANIL/França, MSU/USA, RIKEN/Japão e GSI/Alemanha

informações da estrutura nuclear dos núcleos
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Reações que não conseguimos
fazer com núcleos estáveis.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
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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
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Slow = Captura de nêutrons é mais lenta que o
decaimento b.
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Trajetória = corre ao longo dos isótopos (núcleos com
o mesmo Z) estáveis do núcleo (Z,N) até alcançar um
núcleo instável.
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Decaimento b  leva
imediatamente o núcleo
instável para o elemento
estável da mesma família
isobárica.
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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
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Rápido = A captura pode ser mais rápida do que o decaimento b se o meio
estelar apresentar um fluxo de nêutrons intenso
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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
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 SATURAÇÃO: depois de um
número de capturas o núcleo fica
saturado e não consegue
capturar mais partículas

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Espera até que um
decaimento b o leve a um núcleo da
família isobárica (de mesmo A)
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 metade de todos núcleos
estáveis observados na natureza
na região A > 60, são produzidos
pelo processo-r.
II IEAEN (2010) – Profa. Dra. Marlete Assunção
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Nomenclatura = 1957
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–
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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
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No sol a reação 7Be(p,)8B tem um importante papel na produção de neutrinos de
alta energia.
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vêm diretamente do centro do sol e são fontes de informação da estrutura do sol
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neutrino solar
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John Bahcall disse que esta era a reação mais importante na
astrofísica nuclear.
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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