08_Fusão e Nucleossíntese

A fonte de energia das estrelas
- fusão e nucleo-síntese
Com base num trabalho da Swinburne University of Technology
Estrelas, fusão e nucleo
nucleo--síntese
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A cadeia PP
A maior parte da energia nuclear das estrelas resulta da fusão
de hidrogénio para dar núcleos de He, numa série de
reacções chamada cadeia PP (de protão-protão).
Globalmente, as reacções de toda a cadeia produzem, a
partir de seis protões, um núcleo de He nucleus, dois
positrões, dois neutrinos e dois gammas, deixando para trás
dois protões.
Há três caminhos para esta reacção.
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Caminhos da cadeia PP
A importância relativa dos diferentes ramos depende das condições no
interior da estrela, que vão condicionar as “razões de mistura” (a
vermelho indicam-se valores típicos para o Sol).
69%
PP I
31%
99.7%
0.3%
PP II
PP III
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Energia libertada na cadeia PP
Independentemente do caminho seguido, verifica-se sempre:
Energia libertada
Diferença de massa entre
os núcleos iniciais e os
produtos de reacção
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O que varia, sim, entre os diferentes caminhos é a energia
transmitida aos meutrinos. P. ex.:
E(ν) = 0.26 MeV.
E(ν) = 7.2MeV.
OBS.: Na cadeia PP dos 26,72 MeV disponíveis, apenas ~0,52
MeV são levados pelos neutrinos
É a detecção destes neutrinos, em detectores como o SuperKamiokande (no Japão), permite investigar o que se passa
dentro das estrelas.
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Super-Kamiokande (Japão)
Cilindro: h=41.4 m Φ =39.3 m
Água pura 50000 t
Sensores ópticos: PMTs
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Outras reacções de fusão importantes
CNO cycle
Conjunto de reacções cíclicas envolvendo carbono, azoto e
oxigénio possibilita a conversão de 4 protões num núcleo de He
Helium “burning”
Carbon “burning”
Desintegração do Si
Fusão de três núcleos de He para dar um de C, chamada
“triple-alpha reaction”.
Fusão de núcleos de C em núcleos mais pesados; estes
processos permitem atingir o Fe.
Ao absorverem raios gama de energia elevada, os
núcleos de Si libertam núcleos leves que, por sua vez,
podem ser absorvidos por outros de Si, formando
elementos mais pesados
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Dependência em ordem à temperatura
A importância relativa dos diversos processos de fusão depende
sobretudo da temperatura do núcleo das estrelas.
Atente-se nos seguintes limiares de reacção:
Nuclear Fuel
H
H
He
C
O
Si
Process
p-p chain
CNO cycle
3α
C+C
O+O
Disintegration
Threshold Temperature
~ 4 x 106 K
15 x 106 K
100 x 106 K
600 x 106 K
1000 x 106 K
3000 x 106 K
Products
He
He
C, O
O, Ne, Na, Mg
Mg, S, P, Si
Co, Fe, Ni
Reacções c/ elementos mais pesados exigem temperaturas maiores
(para a energia cinética poder contrariar a repulsão de Coulomb).
Ora as estrelas mais massivas têm temperaturas mais elevadas !
Qual será o processo mais importante no Sol (Tcore~1,5x107 K) ?
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O ciclo CNO
CNO, outro processo de “queimar” hidrogénio.
ciclo CNO
4 protões sujeitos a pressão e
temperatura eneormes
He + 2 raios gama +
2 positrões + 2 neutrinos
… Resultado equivalente ao da cadeia PP
OBS.: Contudo os neutrinos no ciclo CNO retiram 1,71 MeV
Globalmente o Sol perde ~3% da energia nos
neutrinos
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Passos do ciclo CNO
(i)
(f)
ou
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Em resumo…
Tthreshold Tthreshold
Tthreshold
A temperaturas de core superiores,
a maior parte da energia
é gerada nos processos 3α
α
log [ (εε / ρ X2)/ m3 W kg2]
A temperaturas baixas,
a energia é produzida
essencialmente pela
cadeia PP
ε ≈ T41 3α
α
CNO
ε ≈ T19.9
ε ≈ T4
PP
A temperaturas de core intermédias
0
10
20(estrelas
30
40
60maior
70 que
80o Sol)
90
com 50
massa
100
110
120
130
domina o ciclo T
CNO
(106 K)
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O problema da incineração do He
À medida que a cadeia PP e o ciclo CNO transformam protões em
núcleos de 4He, torna-se provável que dois 4He se fundam em 8Be.
Porém a vida média do 8Be é de apenas 2.6 x 10-16 s, pelo que se
desintegrará antes de participar em novas reacções de fusão.
Este estrangulamento do berílio, devido à instabilidade do 8Be
impede a formação de núcleos mais pesados após a criação do
4He via PP ou ciclo CNO.
Em 1952, E. Salpeter(*) mostrou que apesar da “transitoriedade” do
8Be o tempo médio de colisões entre núcleos de 4He acima de 108 K é
ainda mais curto. Assim, acima de 108 K, a probabilidade de o 8Be
reagir com 4He para produzir 12C não é desprezável, permitindo a
série de reacções chamado triplo processo alfa.
(*) Posteriormente, Fred Hoyle mostrou que a probabilidade
de reacção tem valor superior ao estimado por Salpeter,
dado que o 12C tem um nível energético próximo do da
soma das energias dos núcleos de 8Be e 4He.
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O triplo processo alfa
Só se atinge a temperatura limiar do triplo processo alfa depois
de consumida e transformada em He uma larga quantidade de
protões; nessa altura o núcleo da estrela começa a colapsar,
crescendo a densidade e a temperature.
Acima dos 108 K, os núcleos de 8Be reagem com os de 4He
produzindo 12C.
À medida que o He aumenta, sobe a
densidade
média
do gás.
A densidade
lei dos gases
Quando
se atinge
uma
O núcleo
inicial,
sobretudo
perfeitos
diz-nos
que isso diminui
a
muito elevada
e
temperatures
protões, forma He acima
pressão
da
região
central
e
isso
faz
subir
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de 10 K inicia-se o triplo processo
a temperature e aumentar
alfa. a densidade do
core.
triple alpha!
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Energia da incineração do He
A energia libertada no triplo processo alfa é ~7.3 MeV:
Os núcleos de 12C assim criados podem capturar mais um 4He,
produzindo 16O.
Nessa reacção liberta-se uma energia de ~7.2 MeV.
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Estádio avançados de incineração
Continuando a temperatura a subir, podem ocorrer novos
processos de fusão.
Por exemplo, quando existirem quantidades razoáveis de
carbono e/ou oxigénio estes núcleos poderão fundir-se com
núcleos de He dando lugar a elementos ainda mais pesados.
O limiar de temperatura para a incineração do carbono é
~5x108K e o do oxigénio é ~109 K. Trata-se de temperaturas que
praticamente só ocorrem nos núcleos de estrelas de grande
massa e em estágios avançados da sua evolução.
Em ambos os casos (C e O) forma-se um núcleo pesado que,
depois, decai emitindo raios gama e uma partícula leve.
Em média a incineração do C liberta ~13 MeV e a do O ~16 MeV.
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Os produtos destes processos (Ne, Na e Mg no caso do C; S,
P e Si para o O) conduzem a uma composição do núcleo rica
em 28Si.
A partir de T ~ 3x109 K pode também ocorrer a incinaração do
silício. Os produtos deste tipo de processos (Fe, Co, Ni)
constituem o chamado grupo do ferro.
Como é de esperar, a formação de núcleos mais pesados que
o 56Fe é endotérmica. Consequentemente:
OS ELEMENTOS MAIS PESADOS QUE O Fe NÃO RESULTAM DE
MECANISMOS DE FUSÃO COMO OS ACIMA DESCRITOS, NÃO
SENDO PORTANTO FORMADOS NOS NÚCLEOS DAS
ESTRELAS.
A nucleosíntese dos elementes pesados occurre durante a
explosão de supernovas, no fim da vida das estrelas de
grande massa.
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Taxa de reacção e Luminosidade
A taxa total de emissão de energia por uma estrela traduz-se na
sua LUMINOSIDADE.
Ora a fracção de luminosidade (dL) associada a um incremento
de massa (dm) é:
Equação da produção
de energia.
є = energia total libertada por unidade de massa da estrela e por
unidade de tempo devido às reacções nucleares e à gravidade.
Como já vimos
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Estrelas, fusão e nucleo
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Continuação da nucleo-síntese
A existência da barreira de Coulomb sugere que o aumento de A se dê,
preferencialmente, por (sucessiva) incorporação de neutrões
(A,Z) + n → (A+1,Z) + γ (...+γ)
(A+1,Z) + n → (A+1,Z+1) + e- + ν
Se designarmos por wn a taxa (média) de captura de neutrões e por wβ
a taxa (média) de decaimento beta percebemos que podem ocorrer
dois regimes diferentes:
i) wn << wβ
⇔ processo s
(de slow)
ii) wn >> wβ
⇔ processo r
(de rapid)
No processo s logo que há captura de um neutrão dá-se um
decaimento beta e o núcleo evoluirá próximo da região de estabilidade.
No processo r o núcleo pode enriquecer em neutrões antes de ocorrer
um efeito significativo de reajuste da relação p/n; os nuclídeos podem
aproximar-se da chamada “neutron drip line”, onde não absrvem mais
neutrões; a estabilidade é encontrada através de decaimento beta.
Estrelas, fusão e nucleo
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Continuação da nucleo-síntese
Este resumo é obviamente incompleto:
-Nada diz sobre o acesso ao lado do “vale de estabilidade” pobre em
neutrões...
Para tal são necessários processos que envolvam a captura de protões
através de reacções (p,n) ou (p,γ) – o chamado processo p
Mais: é impossível atingir a região A>209 através do processo s, pois o
decaimento alfa rapidamente destrói os núcleos criados ...
A fonte de neutrões necessária ao processo r deve ser especialmente
abundante, com fluxos da ordem de 1028 n cm-2 s-1 embora não precise
de subsistir durante um período longo.
Os modelos mais aceites apontam para que a camada exterior das
supe-novas contenha núceos de Fe (e vizinhos) à mistura com muitos
neutrões.
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Estrelas, fusão e nucleo
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Resumo
http://www.fynu.ucl.ac.be/librairie/ocde/rapportocde/lr_oecd_vs16_2.htm
Nós somos feitos de “pó das estrelas” …
… e não existiríamos sem antes terem
ocorrido as mais violentas explosões que o
Universo conhece.
Fim
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