REAÇÕES NUCLEARES E O TEMPO DE VIDA

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1 REAÇÕES NUCLEARES E O TEMPO DE VIDA DAS ESTRELAS AS REAÇÕES NUCLEARES E A SUA PRESENÇA NO CICLO DE VIDA ESTELAR André Filipe Ferreira, N.º 2444,.º B Orientador: prof. Paulo Campino Monografia Ciências e Tecnologias Química Lisboa, Maio de 2015

2 1. Agradecimentos Ciclo de Vida Estelar i Gostaria de agradecer ao professor Paulo Campino e à professora Ana Flor pela orientação dada no decorrer da realização desta monografia. Agradeço também ao Colégio do Sagrado Coração de Maria - Lisboa por ter facultado aos alunos do º ano a possibilidade de redigir uma monografia, permitindo que os alunos tomem consciência da estrutura e questões formais desta, bem como um alargar do nosso conhecimento no tema desenvolvido.

3 2. Resumo Analítico Ciclo de Vida Estelar ii As Reações Nucleares e a sua Presença no Ciclo de Vida Estelar A presente monografia realizada no âmbito da disciplina de Química tem como objetivos analisar a presença das reações nucleares nas estrelas, detalhando as consequências destas nos astros em causa. São primeiramente abordadas as reações nucleares como o decaimento radioativo, as reações nucleares de fissão e as de fusão. Posteriormente, são descritas algumas características das estrelas relevantes para a monografia em causa: a sua estrutura, a massa, a radiação, a temperatura, a cor, a magnitude, a luminosidade, a sua composição química, o campo magnético, a rotação e a idade. Analisa-se então as várias etapas da vida da estrela. Nos subcapítulos referentes às estrelas da sequência principal, à expansão e à explosão detalha-se a nucleossíntese estelar, a formação e combustão de alguns elementos como o silício e aborda-se também a nucleossíntese explosiva, respetivamente. Ao longo deste trabalho, pretende-se deixar claro: os benefícios que as reações nuclares trazem às estrelas; a forma como algumas variáveis como a velocidade a que as reações se dão influenciam o tempo de vida das estrelas; o modo como se criam a maior parte dos elementos químicos que possibilitam a existência de vida e de vários corpos. PALAVRAS-CHAVE: Reações Nucleares, Estrela, Nucleossíntese Estelar, Nucleossítese Explosiva, Fusão, Fissão, Decaimento Radioativo.

4 Índice Colégio do Sagrado Coração de Maria - Lisboa As Reações Nucleares e a sua Presença no Ciclo de Vida Estelar iii 1. Agradecimentos... i 2. Resumo Analítico... ii 3. Introdução Reações Nucleares Decaimento Radioativo Reações Nucleares de Fissão Reações Nucleares de Fusão Estrelas e as Suas Características Estrutura Massa Radiação, Temperatura, Cor, Magnitude, Luminosidade Composição Química Campo Magnético Rotação Idade Diagrama de Hertzsprung-Russel Evolução Estelar e as Reações Nucleares Formação da Protoestrela Estrela da Sequência Principal e a Nucleossíntese Estelar Expansão Explosão e a Nucleossíntese Explosiva Decadência e Colapso Conclusão Referências Bibliográficas... iv 9. Bibliografia... v 10. Lista de Gráficos e Figuras... viii 11. Anexo A (Diagrama de Hertzsprung-Russel)... ix

5 3. Introdução Ciclo de Vida Estelar 1 A realização da presente monografia, no âmbito da disciplina de Química, tem como objetivo pesquisar informação sobre as estrelas e estudar os vários tipos de reações nucleares, de forma a analisar a presença e a importância destas no ciclo de vida estelar. As reações nucleares são processos nos quais há a reação de um ou mais núcleos atómicos entre si, ou com partículas como neutrões ou positrões. Nestas pode-se se assistir à formação de um núcleo mais pesado, por intermédio da fusão ou pode ainda verificar-se a cisão de um núcleo mais pesado instável noutros compostos mais leves, dotados de estabilidade. Estas reações ocorrem na maioria das etapas da vida de uma estrela, um astro constituído por plasma, de forma aproximadamente esférica devido às suas próprias forças gravitacionais que proporcionam a existência do corpo celeste. Durante os diversos estádios da estrela dão-se reações nucleares diferentes, havendo maioritariamente a fusão de vários elementos químicos. A causa para haver reações específicas associadas a certas fases reside no facto de a ocorrência deste tipo de reações estar naturalmente dependente da costituição química da estrela, da sua massa e da pressão, as quais são todas variáveis que mudam significativamente ao longo da vida estelar, como se irá aprofundar na presente monografia. O tema em causa é de grande importância na área científica. Os trabalhos de Hans Bethe sobre as cadeias protão-protão e o ciclo CNO nas estrelas e posteriormente de Fred Hoyle explicaram os processos de obtenção de energia das estrelas e as reações que culminam na formação de diversos elementos como o ferro e o oxigénio, deixando claro como é que os elementos mais abundantes na Terra foram sintetizados e como é que a abundância relativa destes aumentou com o tempo.

6 4. Reações Nucleares Ciclo de Vida Estelar Decaimento Radioativo O decaimento radioativo caracteriza-se pelo processo através do qual o núcleo de um átomo instável perde energia, sob a forma de radiação ionizante. Este fenómeno é usualmente designado por radioatividade. Um material carrega a definição de radioativo se libertar radiação ionizante, a qual se pode manifestar na forma de partículas α, β, β + ou radiação γ. Esta instabilidade manifestada pelos núcleos encontra-se ligada com a relação protõesneutrões no núcleo. Ao analisar os núcleos estáveis mais leves, conclui-se que apresentam, normalmente, uma relação neutrões-protões igualitária. Pode-se tomar como exemplo 2 1 H, 6 C, ou 8O. Tal não se verifica nos núcleos estáveis mais pesados. Nestes nota-se que o número de neutrões excede o número de protões. Exemplos são 88 38Sr Considerando um determinado núcleo, se a sua relação neutrões-protões for superior àquela que lhe confere estabilidade, este irá demonstrar uma tendência para se transformar noutro núcleo mais estável através da conversão de um neutrão para um protão, com a emissão de um eletrão, o qual, neste caso, toma a designação de partícula β. O fenómeno considerado ocorre com o 0n p + β e Pb C, o qual tem 6 protões e 8 neutrões. Para o carbono a estabilidade assenta numa relação neutrões-protões no núcleo igualitária, e neste caso esta relação é superior à relação estável, como tal sucede o decaimento deste isótopo: 14 6C 14 7 N Pode dar-se o caso de a relação neutrões-protões ser inferior à que concede estabilidade ao núcleo. Se tal se verificar, o núcleo irá transformar-se noutro através da conversão de um protão num neutrão com a emissão de um positrão (β + ) 1 : Tal ocorre com o isótopo artificial + β 1 1 p 1 0 n + β C: 11 6C 11 5 B + β + Para além dos tipos de decaimento por emissão de β e β + existe também uma forma deste fenómeno que se caracteriza pela emissão de partículas α 2. Este tende a ocorrer em nuclídeos instáveis, em regra, de massa superior a Um positrão, pode também ser representado por +1 0 e 2 4 Uma partícula α é idêntica ao núcleo de Hélio e como tal pode ser representada por 2He 2+ 4 ou 2He

7 do U: Colégio do Sagrado Coração de Maria - Lisboa As Reações Nucleares e a sua Presença no Ciclo de Vida Estelar 3 Um exemplo deste tipo de decaimento encontra-se presente no início da série de decaimento 238 Th 92U He As diversas variações deste fenómeno acima descritas, emissão de partículas α, β e β + estão normalmente associados à libertação de energia, ou na forma de energia cinética do novo núcleo formado e da partícula emitida no decaimento ou na forma de raios γ. 4.2 Reações Nucleares de Fissão Uma reação nuclear de fissão é definida pela transformação de um núcleo de maior massa e de maior número atómico em núcleos mais leves. Estas reações podem dar-se espontaneamente caso os núcleos sejam de peso muito elevado e podem ser induzidas com o bombardeamento de neutrões, originando reações em cadeia. Exemplificando, o isótopo 235 do urânio absorve um neutrão: U n 92U Como resultado forma-se um composto excitado e instável que se irá decompor: Kr n + Energia 92U Ba U Da reação enunciada formam-se mais neutrões que, por sua vez, vão permitir a fissão de mais núcleos, começando uma reação em cadeia. A energia libertada é elevadíssima e maioritariamente sob a forma de energia térmica. 4.3 Reações Nucleares de Fusão Figura 1: Esquema da fissão induzida do Urânio 235. Por oposição às reações nucleares de fissão, este tipo de reações nucleares consistem na colisão de dois ou mais núcleos, resultando na formação de novos núcleos. Esta forma de reações nucleares tende a ocorrer com núcleos mais leves como os de hidrogénio 3. Como exemplo, temos as reações de fusão do hidrogénio em hélio que fornecem energia às estrelas, como será detalhado mais à frente: H + 1 H He + Energia Radiante 3 Os isótopos mais comuns de hidrogénio são H 1 1, H 1 2 e H 1 3, designados de prótio, deutério e trítio, respetivamente.

8 H + 1 H He + 0 n + Energia Radiante Ciclo de Vida Estelar 4 Durante este processo é normal não se verificar uma conservação da massa inicial, tal explica-se pela transformação de massa dos núcleos iniciais em energia através da equação proposta por Einstein em 1905: E = m. c 2 E = m. c 2 Na equação supra mencionada E e E referem-se à energia e à sua variação, respetivamente. Enquanto m e m referem-se, respetivamente, à massa e à sua variação. Na equação, c simboliza a velocidade da luz no vácuo. O primeiro laboratório que estudou a fusão dos núcleos de hidrogénio foi estabelecido em 1932 por Mark Oliphant. Durante essa mesma década Hans Bethe teorizou o principal mecanismo de fusão nuclear nas estrelas, o qual será abordado mais à frente. O uso de reações nucleares de fusão e de fissão foi de extrema importância para fins militares, com o início do Projeto Manhattan 4 em 1940 e a detonação de Figura 2: Fusão do Deutério e do Trítio a Formar Hélio e Neutrões. bombas nucleares como a bomba Little Boy em Hiroshima, a 6 de Agosto de 1945 e a Fat Man sobre Nagasaki, a 9 de Agosto do mesmo ano. 4 O Projeto Manhattan, do Inglês Manhattan Project era um programa de desenvolvimento de bombas nucleares durante a Segunda Guerra Mundial.

9 5. Estrelas e as Suas Características Ciclo de Vida Estelar Estrutura Figura 3: Representação do sol. 1) Núcleo 2) Zona de radiação 3) Zona de Convecção 4) Fotosfera 5) Cromosfera 6) Coroa 7) Mancha Solar 8) Grânulos 9) Proeminência Solar de uma estrutura de uma estrela semelhante. a estrutura do astro. A estrutura de uma estrela pode mudar de acordo com uma vasto leque de variáveis. A sua massa, a composição química, o raio, a pressão no núcleo, a temperatura, as interações com o meio envolvente são fatores a ter em consideração na determinação da estrutura de uma estrela. Por exemplo, estrelas pertencentes a sistemas binários, ou a um sistema com mais estrelas, onde pode haver uma interação gravitacional de grandes proporções, podem ter estruturas diferentes como resultado das forças exercidas. A existência de zonas de convecção e a composição química vai também influenciar o campo magnético, como será abordado mais à frente neste capítulo, podendo mudar A velocidade da queima do hidrogénio no núcleo e a quantidade deste no mesmo são também fatores determinantes, na medida em que irão diminuir a massa do núcleo e, consequentemente, toda a estrutura como é visível na seguinte equação do equilibrio hidrostático, uma das várias equações que permitem a definição da estrutura estelar. dp dr = Gmρ r 2 Na equação enunciada ao haver uma mudança de massa m e uma variação da densidade ρ provocada pela queima de hidrogénio, a pressão P e o raio r vão mudar, fazendo variar diversas outras equações da estrutura estelar, culminando numa estrutura diferente. G representa a constante de gravitação universal. Como resultado de todas as variáveis a estrutura de uma estrela é algo bastante mutável.

10 5.2 Massa Ciclo de Vida Estelar 6 A massa de uma estrela é normalmente medida em relação à massa do sol 5. Esta varia ao longo da vida do astro. Pode ainda aumentar, caso haja a acreção de massa originária de uma estrela companheira. Em 2010 foram descobertas estrelas com 300 M e posteriores investigações concluiram que a junção de duas estrelas numa só fosse a provável origem destas estrelas supermassivas. Sambaran Banerjee, astrónoma na University of Bonn na Alemanha afirmou tal ser possível num comunicado à imprensa em 20 dizendo If their initially circular orbit is stretched enough, then the stars crash into each other as they pass and make a single ultramassive star." 67. A massa pode ainda diminuir, por exemplo, através da remoção da mesma por consequência da acção de ventos solares ou pela emissão de energia electromagnética. Em 2010 Paul Crowther, Professor de Astrofísica na University of Sheffield, envolvido na descoberta das estrelas supermassivas acima mencionadas, disse Unlike humans, these stars are born heavy and lose weight as they age Radiação, Temperatura, Cor, Magnitude, Luminosidade Como consequência das reações nucleares de fusão que se dão no núcleo, as quais serão abordadas mais à frente em detalhe, liberta-se energia sob a forma de radiação eletromagnética e radiação corpuscular. A energia dos fotões de radiação gama, libertados aquando das reações de fusão supra mencionadas, à medida que vão atingindo as camadas mais externas da estrela, vai ser convertida em energia eletromagnética de menores frequências, originando energia na zona do visível, entre outras Usualmente recorre-se à simbologia M para se referir à massa solar. 6 in: 7 Tradução livre: Se a órbita inicial for alongada o suficiente, então as estrelas colidem umas com as outras na sua movimentação, criando uma estrela supermassiva.. 8 in: 9 Tradução livre: Ao contrário dos humanos, estas estrelas nascem pesadas e vão perdendo peso à medida que envelhecem.. 10 As estrelas emitem radiações em todo o espetro eletromagnético. Desde radiação no comprimento de onda de rádio até aos raios gama.

11 Ciclo de Vida Estelar 7 A cor da estrela é então determinada pela frequência de radiação visível mais intensa. Naturalmente, a cor depende diretamente da temperatura segundo o deslocamento de Wien: λ máximo T 2, Quanto maior a temperatura, menor será o comprimento de onda máximo e consequentemente a estrela irá apresentar uma cor mais próxima das tonalidades de azul e violeta. Em contraste, quanto menor a temperatura maior será o comprimento de onda máximo e o astro irá exibir cores laranjas e vermelhas. Compreende-se então que as gigantes vermelhas apresentem temperaturas à superfície na ordem dos 3600 K, enquanto que estrelas de coloração azulada têm temperaturas à superfície de K. A luminosidade traduz-se na quantidade de luz e outras formas de energia radiante que a estrela emite por unidade de tempo. É determinada pela temperatura à superfície e pelo raio do astro. O brilho de uma estrela é expresso sob a forma de magnitude. Esta última tem em consideração o brilho do astro em função da luminosidade, da distância à Terra e da alteração da luz quando passa pela atmosfera terrestre. As estrelas mais brilhantes têm magnitudes menores, podendo assumir valores negativos. 5.4 Composição Química Figura 4 : Rendering da estrela Mu Arae, uma estrela rica em metais pertencente à população I. A composição das estrelas é influenciada pela gama de elementos químicos presentes na nebulosa que lhes dá origem e também pela massa das estrelas. Roald Hoffmann, premiado com o prémio nóbel da Química em 1981, erradamente afirmou num artigo na American Scientist em , From a chemist s point of view, surface or interior of a star ( ) is boring there are no molecules there.. Existem casos em que, normalmente na fotosfera, a temperatura é baixa o suficiente para permitir a formação de algumas moléculas como água. Hidrogénio molecular pode também ser encontrado na superfície de algumas anãs brancas. Relativamente à sua abundância em metais, as estrelas podem-se dividir em três populações: 11 in: Tradução livre: Do ponto de vista de um químico, a superfície ou interior de uma estrela ( ) é desinteressante não há moléculas lá..

12 Ciclo de Vida Estelar 8 População I: Ricas em elementos metálicos; População II: Pobres em elementos metálicos; População III: Desprovidas de elementos metálicos. Composição Química das Estrelas 7% 1% Hidrogénio Hélio Elementos mais pesados 92% Gráfico 1 Composição química aproximada das estrelas. 5.5 Campo Magnético Os movimentos provocados pelas correntes de convecção no interior das estrelas geram um campo magnético que se estende pela totalidade da estrela. A força deste campo é dependente da composição química do astro. A quantidade de magnetismo que se faz sentir à superfície da estrela é responsável pela rotação da mesma. A atividade magnética à superfície vai causar o aparecimento de manchas estelares que se caracterizam por regiões de fortes campos magnéticos e baixas temperaturas. Figura 5: Evidência de manchas estelares, a negro, no sol.

13 Ciclo de Vida Estelar Rotação A rotação traduz-se no movimento angular de uma estrela em torno do seu eixo. Esta pode ser determinada recorrendo-se a espectroscopia ou à velocidade de deslocamento das manchas estelares. Devido aos movimentos causados pela convecção, nem todos as latitudes estarão submetidas à mesma velocidade de rotação, diz-se então que as estrelas sofrem rotação diferencial. Em geral, quanto maior a latitude menor a velocidade angular. Tal acontece em estrelas como o Sol, contudo já foram observados casos em que oposto se verifica, como na estrela HD O campo magnético pode interagir com os ventos estelares, podendo, ao longo do tempo, diminuir gradualmente a velocidade de rotação da estrela. 5.7 Idade O tempo de vida de uma estrela depende diretamente da sua massa. Esta grandeza varia inversamente com a esperança média de vida. Quanto menor a massa do astro, maior será o seu tempo de vida. As estrelas com menor massa podem ter uma esperança média de vida até aos 10 anos. Por oposição, estrelas com uma massa elevada têm potencial para viver, meramente, até alguns milhões de anos. Tal deve-se ao facto de a pressão nos núcleos das estrelas com maior massa ser superior, resultando numa queima de hidrogénio mais rápida, que torna o núcleo mais instável tal como explicou Peter B. Stetson, investigador sénior no Dominion Astrophysical Observatory em Victoria, num artigo da Scientific American publicado a 21 de Outubro de : A star 10 times as massive as the sun contains, clearly, 10 times as much fuel. It consumes that fuel roughly 10,000 times faster than the sun, however. As a result, it has a total lifetime 1,000 times shorter than that of our sun. When the hydrogen fuel in the center of a massive star is exhausted--'the center' representing about 10 percent of the star's total mass--it becomes increasingly unstable. 14 O inverso verifica-se nas estrelas de massa menor. 13 in: 14 Tradução livre: Uma estrela 10 vezes mais massiva que o sol contém, claramente, 10 vezes mais combustível. Contudo, consome esse combustível aproximadamente 10,000 vezes mais rápido que o sol. Como consequência, o tempo de vida total será 1,000 vezes inferior ao do nosso sol. Quando o centro de uma estrela massiva se torna esgotado o centro representando aproximadamente 10 por cento da massa total da estrela torna-se cada ve mais instável..

14 5.8 Diagrama de Hertzsprung-Russel Ciclo de Vida Estelar 10 Os diagramas de Hertzsprung-Russel 15 foram criados por volta de 1910 por Ejnar Hertzsprung, químico e astrónomo dinamarquês e Henry Norris Russell, astrónomo americano. São gráficos de distribuição que evidenciam a relação entre a magnitude ou luminosidade da estrela com a sua classificação espetral ou temperatura. 6. Evolução Estelar e as Reações Nucleares 6.1 Formação da Protoestrela Figura 6: A conceção de um artista do nascimento de uma estrela numa nuvem molecular. A formação da protoestrela dá-se em nuvens moleculares quando há uma instabilidade gravitacional na nuvem, normalmente desencadeadas por ondas de choque consequentes de supernovas na região. Esta instabilidade 17, após a verificação da existência de uma densidade suficiente, irá culminar num colapso causado pela sua própria força gravitacional. À medida que a nuvem vai colapsando a energia gravitacional vai-se convertndo em energia térmica. Quando esta última for suficiente para garantir um equilíbrio hidrostático forma-se uma protoestrela no núcleo da nuvem. Se a massa da protoestrela for menor que 0,8 M a contração gravitacional não será suficiente para aquecer a protoestrela eficientemente e o resultado último de tal será a formação de uma anã castanha. 6.2 Estrela da Sequência Principal e a Nucleossíntese Estelar As estrelas passam a maior parte do seu tempo de vida, aproximadamente 90%, na fase de estrela da sequência principal do diagrama H-R, queimando hidrogénio para formar hélio através da 15 Comummente denominados diagramas H-R, ou simpesmente HRD, do Inglês Hertzsprung-Russel Diagram. Assim chamadas dado que a maioria do hidrogénio encontra-se na sua forma molecular H Designada por instabilidade de Jeans.

15 Ciclo de Vida Estelar 11 nucleossíntese estelar, libertando energia e contrariando a contração gravitacional. As estrelas deste ramo dividem-se pela sua massa: 0,5 M ; 0,5 a 10 M ; 10 M. Estrelas da sequência principal com uma massa igual ou inferior a 0,5 M são anãs vermelhas que se encontram na parte inferior do ramo V do diagrama H-R em anexo A. Entre 0,5 a 10 M são as estrelas de dimensões médias localizadas a meio do ramo V no diagrama em anexo A. Estrelas com massa superior a 10 M são as de maiores dimensões da sequência principal e encontram-se no topo do ramo V do anexo A. Relativamente ao processo dominante de obtenção de energia estas estrelas podem-se dividir em dois grupos: Com massa inferior ou igual a 1,5 M ; Com massa superior a 1,5 M. Caso a massa da estrela for inferior ou igual a 1,5 M o processo primário de obtenção de energia será a partir da cadeia protão-protão. Este processo começa com a fusão de dois protões a originar o isótopo deutério, com a libertação de um positrão e um neutrino: p 1 H e + ν Posteriormente o deutério irá reagir com um protão formando o hélio-3, com a libertação de radiação gama: 2 1H p 2He + γ Dois núcleos de hélio-3 fundem-se culminando na origem de hélio-4 e dois protões: 3 2He 3 + 2He 4 2He p Figura 7: A representação esquemática da cadeia protão-protão. Contudo, em estrelas com uma masa superior a 1,5 M o processo dominante de queima de hidrogénio é o ciclo CNO 18. Neste processo os núcleos de carbono, azoto e oxigénio vão atuar como 18 Em estrelas com uma massa superior a 10 M a fusão ocorre principalmente no núcleo.

16 Ciclo de Vida Estelar catalisadores encontrando-se conservados no final, assegurando então a continuidade do ciclo que se pode traduzir nas seguintes reações: Figura 8: A representação esquemática do ciclo CNO. 6C 13 7N 13 6C 14 7N 15 8O 15 7N H 13 6 C H H H 15 7 N 13 7 N + γ + e ν 14 7 N 15 8 O + γ + γ + e ν 6 C 4 + 2He Após o esgotamento das camadas de hidrogénio no núcleo, estrelas com massa excedente a 0,5 M irão entrar na fase de expansão que será descrita no subcapítulo seguinte. Quando estes astros da sequência principal têm uma massa inferior a 0,5 M queimam o hidrogénio a uma velocidade muito menor e como tal podem permanecer na sequência principal triliões de anos. Dado que a idade do universo é 13,8 biliões de anos nunca foi observado diretamente o que sucede a uma anã vermelha após o cessar da fusão de hidogénio, contudo pensa-se que estas acabem por colapsar e formar uma anã branca, sem nunca se expandir a gigante vermelha. 6.3 Expansão Quando se esgota as reservas de hidrogénio no núcleo, em estrelas até 2,5 M começa a haver a queima de hidrogénio nas camadas externas ao núcleo. Devido à rapidez deste processo a camada externa começa a afastar-se do centro do astro e a estrela começa a expandir-se mais rapidamente do que consegue produzir energia, levando a uma diminuição da temperatura e consequente mudança da cor do astro para vermelho, formando-se uma gigante vermelha onde há fusão nas camadas externas a um núcleo de carbono e oxigénio. Em estrelas de massa superior o núcleo passa diretamente de fundir hidrogénio para fundir hélio. A pressão no núcleo vai aumentando enquanto a estrela se expande para se formar e iniciase a fusão de hélio em carbono pelo processo triplo α. Este processo pode ser descrito pelas seguintes equações:

17 4 2He 8 4Be 4 + 2He 4 + 2He 8 4Be 6 C Ciclo de Vida Estelar 13 Após a fusão do hélio em estrelas de massa superior, as supergigantes vermelhas, o núcleo continuará a contrair-se e a expansão da estrela prosseguirá, verificando-se o início da fusão do carbono: 6C 6C 6C 6C 6C + 6 C + 6 C + 6 C + 6 C + 6 C 24 Mg 23 Mg 23 11Na 20 10Ne 8 O + γ n p + α + 2α O oxigénio, numa estrela, pode ser formado pela última reação mencionada ou pela primeira reação do processo alfa 19 : 6C 4 + 2He 8 O + γ Após a combustão do carbono dá-se a fusão do oxigénio: 8O 8O 8O 8O 8O Irá então dar-se a fusão do silício: E posteriormente verifica-se: 28 14Si 56 28Ni 56 27Co + 8 O + 8 O + 8 O + 8 O + 8 O Si 56 27Co 56 26Fe 32 S + γ 31 1 S + 0 n P + 1 p 28 14Si 24 Mg 56 28Ni e e + α + 2α À medida que cada elemento é gasto dá-se a fusão de elementos cada vez mais pesados, nas várias camadas da estrela, sendo que nas mais internas são consumidos os metais mais pesados e na mais externas encontramos os de menor massa. Note-se que o ferro é o último elemento a ser formado na estrela, na última reação supra referida. O ferro não é fundido dado que este processo é endotérmico e a sua realização retiraria energia à estrela, não se revelando benéfico para o astro. + γ + ν + ν 19 O qual não deve ser confundido com o processo triplo alfa.

18 6.4 Explosão e a Nucleossíntese Explosiva Ciclo de Vida Estelar 14 Com o aumento de pressão o núcleo do astro continua a comprimir e a radiação emitida por este aumenta consideravelmente, causando uma pressão de radiação 20 de elevada ordem sobre as camadas externas gasosas, consequentemente causando o afastamento destas da gigante vermelha. Tal fenómeno irá conduzir à formação de uma nebulosa de gás 21 ionizado devido às radiações emitidas pelo núcleo da estrela. Estas nebulosas designam-se por nebulosas planetárias. Se a estrela for uma gigante vermelha e o que tiver restado da sua massa após a expulsão das camadas externas de gás for menor que 1,4 M, o astro vê-se vítima de uma contração gravitacional até que se torna numa anã branca. Este tipo de astro será tratado no subcapítulo seguinte. Caso se trate de uma superigante vermelha, a fusão irá continuar até que a massa do núcleo de ferro suplante o limite de Chandrasekhar 22, limite superior para a massa de um objeto composto por matéria de eletrões degenerados, não sendo possível para a estrela a partir deste suportar a sua massa. O núcleo sofrerá então um colapso repentino causando um choque entre eletrões e protões libertando neutrões, neutrinos e raios gama: II e + 1 p 1 0 n + ν + γ A libertação espontânea de energia vai culminar na explosão da estrela numa supernova tipo Nas supernovas os processos de nucleossítnese podem ser: Captura de neutrões: o Processo-r; o Processo-s. Captura de protões: o Processo-pr A captura de neutrões traduz-se numa reação nuclear na qual um núcleo atómico colide com um ou mais neutrões formando um núcleo mais pesado. Figura 9: A impressão de um artista da supernova 1993J. 20 Que se traduz na pressão exercida sobre qualquer superfície exposta a radiação eletromagnética. 21 Este irá conter os elementos químicos que se encontravam nas camadas da estrela que foram expelidas, como o azoto, o carbono ou oxigénio. 22 Este limite é atingido a 1,4 M.

19 Ciclo de Vida Estelar 15 O processo-r é a variante desta captura mais rápida, contudo não é responsável pela criação da maior parte dos elementos. O processo-s, mais lento é o responsável pela criação da maior parte dos elementos mais pesados que o ferro. As equações que traduzem as principais fontes de neutrões utilizados para esta variante de captura de neutrões são: 13 6C 22 10Ne 4 + 2He 4 + 2He 8 O 25 Mg n n O processo-s tem duas componentes: a fraca e a principal. A principal recorre aos neutrões oriundos da primeira reação mencionada, com o 13 6 C Por oposição, a vertente fraca usa os neutrões provenientes da reação do do Fe ao Sr e Y. e produz elementos desde o Sr e Y até ao Pb Ne e produz elementos A captura de protões por via do processo-pr consiste numa captura rápida de protões, sendo este capaz de originar elementos até ao Te. Após a supernova, as explosões dispersaram a maior parte da matéria constituinte da estrela, formando nebulosas e, consoante a massa do astro, pode-se formar uma estrela de neutrões ou um buraco negro. Ambos estes corpos serão tratados no subcapítulo seguinte. 6.5 Decadência e Colapso Como referido no subcapítulo anterior, no estádio final de vida de uma gigante vermelha pode dar-se o caso de esta colapsar e formar uma anã branca. Estes astros são compostos por um tipo exótico de matéria, num estado em que os eletrões se encontram degenerados. Estima-se que o leque de massas que uma anã branca possa tomar se encontra entre 0,17 M e até 1,33 M sendo que a média se encontra em 0,6 M. Após a formação da anã branca, uma das possibilidades é que esta arrefeca continuamente até atingir o estado de anã negra, estado esse onde o astro já não emite radiação visível ou calor consideráveis. Como o tempo que teoricamente é necessário para uma anã branca se converter numa anã negra excede a idade atual do universo, pensa-se que estas ainda não existem atualmente. Existe a opção de uma anã branca colidir com outra, aproximando-se do limite de Chandrasekhar, culminando numa supernova de tipo la. Não existe consenso na comunidade científica em relação à hipótese de uma anã branca se poder transformar numa estrela de neutrões. Existem autores como Cipriano, A.; Santiago, M.; Pardal, M.; que consideram tal ser possível. Contudo M. Coleman Miller, professor de astronomia

20 Ciclo de Vida Estelar na University of Maryland, afirma, na sua página da web 23, dedicada a estrelas de neutrões, que este fenómeno é hipotético. Quando discute as possibilidades de formação de uma estrela de neutrões diz One other way, maybe, of forming neutron stars is to have a white dwarf accrete enough mass to push over the Chandrasekhar mass, causing a collapse. This is speculative, though (...) 24. Na fase última de uma supergigante vermelha esta acaba por explodir numa supernova tipo II, podendo este fenómeno resultar numa estrela de neutrões, ou num buraco negro, como foi afirmado no subcapítulo anterior. Se a massa do que resta após a supernova for inferior à massa do limite de Tolman Oppenheimer Volkoff 25, limite superior para a massa de um objeto composto por matéria de neutrões degenerados, vai-se assistir a uma contração gravitacional que dará origem ao tipo de estrela mais denso e de dimensões mais reduzidas, uma estrela de neutrões. As estrelas de neutrões são dotadas de um campo magnético muito intenso e apresentam uma rotação de grandes velocidades, em 2006 foi descoberta uma estrela de neutrões com uma velocidade de 7 rotações por segundo. Uma variante das estrelas de neutrões são as pulsares. Estas distinguem-se pelo facto de, periodicamente e em intervalos de pequena duração, emitirem um raio de radiação eletromagnética. Esta só é passível de ser observada se o raio estiver apontado à Terra, ou ao ponto de observação. Pode dar-se o caso de, após a supernova tipo II, a massa do restante ser superior ao limite de Tolman Oppenheimer Volkoff. Se tal se verificar, o produto da supernova será um buraco negro. Este pode ser definido como uma região do espaço-tempo onde existe uma força gravitacional de grande ordem que não possibilita Figura 10: Vista simulada de um buraco negro. escape a qualquer partícula ou radiação eletromagnética que entre no seu campo gravitacional. Na atualidade, não se conheçe na sua plenitude o que constitui um buraco negro. A presença destes corpos é deduzida a partir da sua interação com matéria e/ou radiação eletromagnética. Caso existam astros como estrelas a circundar o buraco negro, a sua órbita pode ser utilizada para calcular posteriormente a massa do buraco negro Tradução livre: Outra forma de, talvez, formar uma estrela de neutrões é ter uma anã branca a incorporar massa suficiente para suplantar o limite de Chandrasekhar, causando um colapso. Contudo, esta forma é especulativa.. 25 Esta massa corresponde a 1,5 M a 3,0 M. Traduz-se numa massa da estrela incial de aproximadamente 20 M.

21 Ciclo de Vida Estelar 17 Pensa-se que exista um buraco negro de grande massa no centro da maior parte das galáxias de grandes dimensões. Estima-se que o buraco negro no centro da nossa galáxia tenha entre M e M.

22 7. Conclusão Ciclo de Vida Estelar 18 Ao longo de toda a vida da estrela, desde a fase de protoestrela até ao seu colapso, existem constantemente diversas reações nucleares a ocorrer. Na maior parte destes astros, no estádio de estrela da sequência principal estas obtêm energia principalmente através da cadeia protão-protão, um processo onde se assiste à reação de fusão de protões, deutério, e hélio-3 para libertar positrões, neutrinos, radiação gama, hélio-4 e protões. Outro processo é o ciclo CNO que também se baseia na fusão nuclear. Posteriormente há outros processos de fusão de elementos mais pesados como o carbono o oxigénio e o silício que contribuem com energia para a estrela se manter. As reações nucleares são então críticas no fornecimento de energia para as estrelas. É de notar que a velocidade com que estas reações se dão influencia diretamente o tempo de vida do astro. Como referido e detalhado anteriormente, quanto maior a massa da estrela esta terá também mais combustível, contudo, a maior pressão causa um aumento nas velocidades das reações, culminando num esgotamento mais rápido do combustível e consequentemente numa vida menor. Em contraste, se a estrela for de menores dimensões verifica-se o inverso, e a estrela viverá durante mais tempo, podendo algumas estrelas de menor massa viver até aos 10 anos. As reações abordadas nesta monografia, na ótica das estrelas, culminam muitas vezes na formação de novos elementos químicos, onde anteriormente não existiam, explicando o porquê da abundância relativa de alguns elementos se encontrar a aumentar com tempo. Estes processos são a base da criação de elementos como o carbono, o silício, o oxigénio e o azoto que possibilitam a existência de planetas gasosos e telúricos como a Terra, bem como a vida como a conhecemos na atualidade. Apesar da existência de matérias mais específicas, como as abordadas no subcapítulo 6.5, devido à importância científica e divulgação desta temática não se afigura difícil encontrar informação clara e factual, não tendo havido limitações a este nível na elaboração deste trabalho.

23 8. Referências Bibliográficas Ciclo de Vida Estelar iv Hoffmann, R. (2013). The Thermodynamic Sinks of This World in: American Scientist, consultado em 28 de Fevereiro de No site: Massey, R. (20). Astronomers crack mystery of the monster stars" Consultado em 15 de Abril de No site Royal Astronomical Society: Naftilan, S.A., Stenson P.B. (1999). How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe? Consultado em 15 de Abril de No site Scientific American: Press Release eso1030 do European Southern Observatory. Consultado em de Abril de No site European Southern Observatory: Miller M.C. (s.d.). Introduction to neutron stars Consultado em 18 de Abril de No site University of Maryland:

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26 Ciclo de Vida Estelar vii White Dwarf, (s.d.). Consultado em 18 de Abril de No site Wikipedia: Neutron Star, (s.d.). Consultado em 19 de Abril de No site Wikipedia: Tolman Oppenheimer Volkoff limit, (s.d.). Consultado em 19 de Abril de No site Wikipedia: Pulsar, (s.d.). Consultado em 19 de Abril de No site Wikipedia: Milky Way, (s.d.). Consultado em 22 de Abril de No site Wikipedia: Black Hole, (s.d.). Consultado em 22 de Abril de No site Wikipedia:

27 10. Lista de Gráficos e Figuras Ciclo de Vida Estelar viii Gráficos Gráfico 1. Composição química aproximada das estrelas Figuras Figura 1. Esquema da fissão induzida do Urânio Figura 2. Fusão do Deutério e do Trítio a Formar Hélio e Neutrões... 7 Figura 3. Representação do sol. 1) Núcleo 2) Zona de radiação 3) Zona de Convecção 4) Fotosfera 5) Cromosfera 6) Coroa 7) Mancha Solar 8) Grânulos 9) Proeminência Solar de uma estrutura de uma estrela semelhante... 8 Figura 4. Rendering da estrela Mu Arae, uma estrela rica em metais pertencente à população I Figura 5. Evidência de manchas estelares, a negro Figura 6. A conceção de um artista do nascimento de uma estrela numa nuvem molecular Figura 7. A representação esquemática da cadeia protão-protão Figura 8. A representação esquemática do ciclo CNO Figura 9. A impressão de um artista da supernova 1993J Figura 10. Vista simulada de um buraco negro... 19

28 11. Anexo A (Diagrama de Hertzsprung-Russel) Ciclo de Vida Estelar ix