A fonte de energia das estrelas. Estrelas, fusão e nucleo-síntese. A cadeia PP

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1 A fonte de energia das estrelas - fusão e nucleo-síntese Com base num trabalho da Swinburne University of Technology 2 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. 1

2 3 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% 31% PP I 99.7% 0.3% PP II PP III 4 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 2

3 5 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 Super- Kamiokande (no Japão), permite investigar o que se passa dentro das estrelas. 6 Super-Kamiokande (Japão) Cilindro: h=41.4 m Φ =39.3 m Água pura t Sensores ópticos: PMTs 3

4 7 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 Fusão de três núcleos de He para dar um de C, chamada triple-alpha reaction. Carbon burning Desintegração do Si 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 8 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 Process Threshold Temperature Products H p-p chain ~ 4 x 10 6 K He H CNO cycle 15 x 10 6 K He He 3α 100 x 10 6 K C, O C C + C 600 x 10 6 K O, Ne, Na, Mg O Si O + O Disintegration 1000 x 10 6 K 3000 x 10 6 K 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 (T core ~1,5x10 7 K)? 4

5 9 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 10 Passos do ciclo CNO (i) (f) ou 5

6 11 Em resumo T threshold T threshold T threshold A temperaturas de core superiores, a maior parte da energia é gerada nos processos 3α ε T 41 3α log [ (ε / ρx 2) / m 3 W kg 2 ] A temperaturas baixas, a energia é produzida essencialmente pela cadeia PP ε T 19.9 ε T 4 CNO PP A temperaturas de core intermédias (estrelas com 50 massa 60 maior 70 que 80 o Sol) domina o ciclo T CNO (10 6 K) 12 O problema da incineração do He À medida que a cadeia PP e o ciclo CNO transformam protões em núcleos de 4 He, torna-se provável que dois 4 He se fundam em 8 Be. Porém a vida média do 8 Be é de apenas 2.6 x s, pelo que se desintegrará antes de participar em novas reacções de fusão. Este estrangulamento do berílio, devido à instabilidade do 8 Be impede a formação de núcleos mais pesados após a criação do 4 He via PP ou ciclo CNO. Em 1952, E. Salpeter(*) mostrou que apesar da transitoriedade do 8 Be o tempo médio de colisões entre núcleos de 4 He acima de 10 8 K é ainda mais curto. Assim, acima de 10 8 K, a probabilidade de o 8 Be reagir com 4 He para produzir 12 C 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 12 C tem um nível energético próximo do da soma das energias dos núcleos de 8 Be e 4 He. 6

7 13 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 10 8 K, os núcleos de 8 Be reagem com os de 4 He produzindo 12 C. À medida que o He aumenta, sobe a densidade Quando média O núcleo se atinge do gás. inicial, uma A lei dos gases sobretudo densidade perfeitos muito elevada diz-nos que isso diminui a protões, e temperatures forma He acima pressão de 10da 8 Kregião inicia-se central o triplo e isso processo faz subir a temperature e aumentar alfa. a densidade do core. triple alpha! 14 Energia da incineração do He A energia libertada no triplo processo alfa é ~7.3 MeV: Os núcleos de 12 C assim criados podem capturar mais um 4 He, produzindo 16 O. Nessa reacção liberta-se uma energia de ~7.2 MeV. 7

8 15 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 ~5x10 8 K e o do oxigénio é ~10 9 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. 16 8

9 17 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 28 Si. A partir de T ~ 3x10 9 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 56 Fe 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. 18 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 9

10 19 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 w n a taxa (média) de captura de neutrões e por w β a taxa (média) de decaimento beta percebemos que podem ocorrer dois regimes diferentes: i) w n << w β processo s (de slow) ii) w n >> w β 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. 20 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 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. 10

11 21 Resumo Nós somos feitos de pó das estrelas e não existiríamos sem antes terem ocorrido as mais violentas explosões que o Universo conhece. Fim 11