NUCLEOSSÍNTESE ESTELAR / STELLAR NUCLEOSYNTHESIS
A nucleossíntese estelar é o conjunto de reações nucleares que tem lugar nas estrelas para fabricar elementos mais pesados.
Estes processos começaram a ser entendidos em princípios do século XX quando ficou claro que só as reações nucleares podiam explicar a grande longevidade da fonte de calor e luz do Sol. Aproximadamente 90% da energia produzida pelas estrelas viria das reações de fusão do hidrogênio convertido em hélio. Mais de 6% da energia gerada viria da fusão do hélio em carbono. O restante de fases de combustão apenas contribuiriam de forma apreciável à energia emitida pela estrela ao longo de toda sua vida.
História
Anos 20
Em 1920, Arthur Eddington, baseando-se nas precisas medições dos átomos realizadas por F.W Aston, foi o primeiro a sugerir que as estrelas obtinham sua energia a partir da fusão nuclear do hidrogênio em hélio. Em 1928, George Gamow deduziu o chamado fator de Gamow, uma fórmula mecânico-quântica que dá a probabilidade de encontrar uma temperatura determinada dos núcleos suficientemente próximos como para que possam atravessar a barreira coulombiana. O fator de Gamow foi usado nesta década pelo astrônomo inglês Atkinson e o físico austríaco Houtermans e mais tarde pelo próprio Gamow e por Teller para calcular o rítmo com que as reações nucleares se produziam nas altas temperaturas existentes nos interiores estelares.
Anos 30
Em 1939, em um artigo titulado "Energy Production in Stars", o estadounidense Hans Bethe analisou as diferentes possibilidades para que se desse a fusão do hidrogênio a hélio. Selecionou dos processos que ele criou os que deviam ser a principal fonte de energia das estrelas. O primeiro deles foi as cadeias próton-próton, que são as reações dominantes em estrelas pequenas com massas não muito maiores que a do Sol. O segundo processo foi o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio, o qual foi também tratado independe e simultaneamente pelo alemão Carl Friedrich von Weizsäcker em 1938, este grupo de reações é o mais importante nas estrelas massivas e é igualmente equivalente à fusão de quatro prótons para formar um núcleo de hélio-4.
Hoyle
Hoyle
Estes trabalhos explicaram a geração de energia capaz de manter as estrelas quentes. Eles não explicavam a variação de núcleos mais pesados, entretanto. Mais tarde, foram adicionados importantes detalhes à teoria de Bethe. Esta teoria foi iniciada por Fred Hoyle em 1946 com seu argumento qie uma conjunto de núcleos muito quentes estavam relacionados ao ferro. Hoyle seguiu em 1954 com um grande artigo estabelecendo como estágios avançados de fusão dentro das estrelas sintetizariam elementos entre o carbono e ferro em quantidade.
Artigo B²FH e posteriormente
Artigo B²FH e posteriormente
Rapidamente muitas omissões da teoria de Hoyle foram adicionadas. Por exemplo, iniciando quando somou-se um importante avanço com a publicação de um relevante e celebrado artigo de revisão em 1957, por Burbidge, Fowler e Hoyle (comumente referido como o artigo B²FH. Este trabalho posterior reunia e refinava pesquisas primordiais em um quadro amplo que apresentava confiavelmente a explicação, um marco coerente, para a relativa abundância observada dos elementos. Significativas melhorias foram apresentadas por A. G. W. Cameron e por Donald D. Clayton. Cameron apresentou sua própria abordagem independente (segundo Hoyle) da nucleossíntese. Ele introduziu cálculos dependentes de tempo da evolução de sistemas estelares. Clayton calculou os primeiros modelos dependentes de tempo do processo s, o processo r, a queima de silício em elementos do grupo do ferro, e descobriu cronologias para determinar a idade dos elementos. Este campo inteiro de pesquisas expandiu-se rapidamente nos anos 1970.
Reações importantes
As reações mais importantes na nucleosíntese estelar são:
- Queima do hidrogênio:
- A cadeia próton-próton
- O ciclo CNO
- Queima do hélio:
- O processo triplo-alfa
- Queima de metais:
- Processo de combustão do carbono
- Processo de combustão do neônio
- Processo de combustão do oxigênio
- Processo de combustão do silício
- Produção de elementos mais pesados que o ferro:
- Captura de nêutrons:
- O processo r
- O processo s
- Captura de prótons:
- O processo p
Queima de metais
Se ao esgotar-se o hélio no núcleo da estrela, a massa da estrela é suficientemente grande, o núcleo será capaz de comprimir-se e aquecer-se o suficiente para empreender a fase seguinte de fusão do carbono. Haverá, pois, duas novas camadas de fusão, uma de hélio e outra de hidrogênio em cima desta. Tal e como ocorria na transformação em supergigante vermelha, agora a pressão exercida por essas novas camadas fará que a cobertura externa da estrela se expanda outra vez. As massas mínimas para estes processos não estão bem determinadas já que se desconhecem bastante os ritmos de reação, as seções eficazes e os ritmos de expulsão de massa por vento estelar das estrelas mais massivas. O início das reações do carbono se situam indicativamente em um mínimo de 8 massas solares mas poderia produzir-se a menores massas. Se pode assegurar que com essa massa se chega a queimar o carbono mas o mínimo real talvez esteja entre 4 e 8. Pelo que diz respeito aos demais ciclos aqui os dados são todavia mais incertos ainda que se possa afirmar que uma estrela de mais de 12 vezes a massa do Sol deveria passar por todas as fases de combustão possível até chegar ao ferro. A medida que se somam fases de combustão se adicionam mais camadas de fusão formando uma espécie de núcleo com estrutura de cebola. Deveriam produzir-se trocas a cada fase mas a do carbono é a última que dura um tempo significativo pelo que as demais etapas de combustão não modificam significativamente a constituição da estrela porque ocorrem tão rápido que não dá tempo à estrela de adaptar-se a cada nova situação. Assim, a etapa de supergigante vermelha é, realmente, a última transformação significativa, após ela, e em posteriores fases de combustão, a estrela se tornará cada vez mais instável convertendo-se, muito provavelmente, em uma variável antes de seu destino final como objeto compacto.
Combustão do carbono (> 8 MSol)
Terminada a fusão do hélio o núcleo volta a comprimir-se e a elevar sua temperatura. Dos três elementos que majoritariamente compõe o núcleo neste estágio, carbono e oxigênio em 90% mais um pouco de neônio, é o carbono o que tem a temperatura de fusão mais baixa, uns 600 milhões de graus (6·108 K). Ao chegar a esta temperatura e a uma densidade de uns 2×108 kg/m3, os átomos de carbono começam a reagir entre si dando lugar a diversos elementos mais pesados através de uma série de canais de saída distintos. A duração desta etapa será da ordem de umas centenas de anos podendo chegar aos 1000 anos. As reações mais prováveis são as que ocorrem mais posteriormente no diagrama. A do sódio-23 tem uns 56% de ocorrência e a do neônio-20 uns 44%. Os prótons e as partículas alfa emitidas em tais reações serão rapidamente recapturadas pelo carbono, o oxigênio, o neônio e o próprio sódio. Estas reabsorções têm efeitos energéticos significativos mas quanto à nucleosíntesis assim como são as que farão que o sódio não esteja presente entre os elementos residuais da combustão do carbono. O mesmo diz respeito ao oxigênio, que ainda que se forme pouco, se soma ao que já havia sido formado durante o processo triplo alfa. Tudo isto fará que resulte num núcleo de oxigênio-16, neônio-20, magnésio-24 e alguns traços de silício-28. A composição das cinzas desta etapa é fundamentalmente a seguinte:
Frações de massa:
Fotodesintegração do neônio
Terminado o carbono do núcleo central este volta a contrair-se até chegar à temperatura de 1,2·109 K, momento no qual volta a deter-se o colapso durante uns pouos anos, uma década mo máximo. A essas temperaturas os fótons irradiados pelo centro do núcleo são tão energéticos que logram fotodesintegrar o neônio-20. Este processo ainda que seja endotérmico (consome energia) consegue que de seus subprodutos se derive outra reação que sem é exotérmica. O balanço global de ambos processos é positivo e o resultado é que a estrela logra sustentar-se aunda resulte em neônio por fotodesintegração no núcleo.
Como se vê nas reações adjuntas, as cinzas desta fase serão as mesmas que na anterior menos o neônio que haverá consumido. Se incrementará a quantidade de oxigênio e magnésio à vez que seguem criando-se novas camadas de fusão. Agora, a parte do núcleo de combustão de neônio há uma camada de carbono, outra de hélio e uma de hidrogênio. Os ventos solares são já muito intensos e desprendem grandes quantidades do hidrogênio mais externo pouco ligado já à estrela.
Combustão do oxigênio
Finalizada a etapa do neônio, o núcleo da estrela volta a se aquecer e contrair até 1,5 até 2·109 K a 2×107 g/cm3 temperatura e densidade a partir das quais se alcança a ignição do oxigênio. A reação de fusão nuclear do oxigênio produz diversos canais de saída, uns mais prováveis que outros, do mesmo modo que ocorria na fusão do carbono. A etapa dura uns poucos meses, quiça um ano, e suas cinzas são sobretudo silício-28 acompanhado de silício-30, enxofre-34, cálcio-42 e titânio-46. Muitos destes elementos são subprodutos das reações com prótons, nêutrons ou alfas recapturados. As três reações mais prováveis são as que estão retratadas, resultará enxofre-31 uns 18% das vezes, fósforo-31 uns 61% e silício-28 uns 21%.
Fotodesintegração e combustão do silício
Quando o núcleo alcança os 2,7·109 K e 3·107 g/cm³ se procede a incineração do silício em um conjunto de complexas reações que sustentam por um pouco mais de um dia a estrela. Uma parte do silício-28 recebe o impacto de fótons ultraenergéticos que o rompem em outros isótopos como silício-27 ou magnésio-24. No processo se reemitem grande quantidade de prótons, nêutrons e partículas alfas que em seguida são recapturadas cada vez por átomos mais pesados em uma aproximação assintótica até o pico do ferro. Assim mesmo, o silício também alcança temperaturas de fusão que o levam a formar níquel-56 que posteriormente se degrada até o ferro-56, elemento final a partir do qual a fusão nuclear deixa de ser uma reação rentável e exotérmica, alcançando-se finalmente o equilíbrio estático nuclear (Fe56 + Ni56). Chegados a esse ponto a já muito convulsiva estrela não poderá mais sustentar-se por si mesma.
Fontes de pesquisa:
Wikipedia: www.wikipedia.org
Livro: "A Morte do Sol" de John Gribbin.
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