Nucleossíntese. As estrelas como fábricas dos elementos químicos

Transcrição

1 Nucleossíntese As estrelas como fábricas dos elementos químicos Prof. Roberto D.D. Costa Departamento de Astronomia Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas / USP

2 Abundâncias: a composição do Universo Antes de responder à questão da origem dos elementos é preciso perguntar: De que o Universo é feito?? Na verdade, não temos idéia 70% Energia escura (não sabemos o que é) 25% Matéria escura fria (não sabemos o que é) 4% Hidrogênio e Hélio gasosos 0.5% Hidrogênio e Hélio em estrelas 0.3% neutrinos 0.03% elementos pesados Tópico de hoje

3 Por que então se preocupar com 0.03%??? Algumas coisas razoavelmente importantes compõem estes 0.03%: Hubble Ultra Deep Field: Exposição de 11.3 dias de uma região de apenas 3x3 arcmin (1/ da área total do céu), mostrando cerca de galáxias. O que se quer responder/entender? Qual a abundância de cada elemento? De cada isótopo? Como estas abundâncias evoluem no tempo?

4 Prêmio Nobel de Física a Hans Bethe (1967): Introdução do discurso de premiação: How has it been possible for the sun to emit light and heat without exhausting its source not only during the thousands of centuries the human race has existed but also during the enormously long time when living beings needing the sun for their nourishment have developed and flourished on our earth thanks to this source? A resposta: 1920: Arthur S. Eddington sugere que a fusão nuclear poderia ser a fonte de energia das estrelas 1939: Hans Bethe descreve as duas maneiras do H fundir-se em He: o ciclo proton-proton e o ciclo CNO 1957: artigo B 2 FH (Burbidge, Burbidge, Fowler, Hoyle), explicando as principais cadeias de nucleossíntese estelar

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6 Como calcular as abundâncias das estrelas? Um esquema da estrutura do Sol coroa até 2 M K cromosfera ~ 10,000 km até 10,000 K fotosfera ~ 500 km ~ 6000 K zona convectiva Fótons escapam livremente Fótons com livre caminho médio pequeno Gás tênue quente Linhas de emissão Gás tênue quente Linhas de emissão Gás denso quente Linhas de absorção Espectro contínuo Linhas de emissão Linhas de absorção Compr. de onda Intensidades Transições Abundâncias

7 Exemplo de um espectro de absorção : a luz do Sol decomposta por um espectrógrafo

8 Exemplo de um espectro de emissão: a coroa solar He Descoberto por Joseph Lockyer em 1868

9 O Começo: onde se formam as estrelas?

10 Uma proto-estrela

11 Concepção artística Como se forma uma estrela? A protoestrela e seu disco A ignição da estrela Vento estelar varre o disco Imagens reais

12 Estrelas no berçário: as Plêiades O bebê A placenta

13 O diagrama de Hertzprung-Russell: uma maneira de traçar a evolução estelar

14 O diagrama H-R: o que ele diz?

15 Como funcionam as estrelas? Fusão termonuclear de hidrogênio Num estado estacionário de queima de material nuclear, o equilíbrio Pressão de Radiação X Gravidade em toda a estrutura interna garante a estabilidade da estrutura

16 A fusão do H: o ciclo próton - próton Dois prótons colidem formando um dêuteron e emitem um pósitron, um raio gama e um neutrino Um dêuteron colide com um próton formando um He-3 e emitindo um raio gama Dois He-3 colidem formando um He-4 mais dois prótons

17 Esquematicamente:

18 Qual o balanço energético desta reação? H 1 : H 1 = He 4 : diferença: (0.7 % da massa) usando E=mc MeV O caso do Sol: Luminosidade: erg/s Massa total: g ergs Assumindo conversão de 0.7 % da massa: ergs Tempo de vida: s anos

19 Outra possibilidade: o ciclo CNO Ocorre em estrelas mais massivas, cujo núcleo é mais quente. É mais eficiente que o ciclo p-p para estrelas com mais de 1.3 Msol

20 Lítio, Berílio e Boro (LiBeB) : um caso particular Estes elementos são destruídos nos interiores estelares por captura de prótons: 7 Li + p 2 4 He Origem: processos de espalação ocorridos no meio interestelar: fragmentação de núcleos pesados que compõem os raios cósmicos pelas colisões com átomos do gás interestelar ou, inversamente, a fragmentação de átomos pesados interestelares pelas colisões com raios cósmicos leves Estes elementos são 10 5 a 10 6 vezes menos abundantes que outros de massas atômicas próximas como C, N, O

21 A evolução de uma estrela como o Sol

22 Uma estrela deixando a seqüência principal A evolução da abundância de He O interior da estrela ao deixar a seqüência principal

23 Uma estrela gigante

24 O final da vida de uma estrela de baixa massa como o Sol Nebulosa planetária

25 Nebulosas planetárias Através da ejeção das nebulosas planetárias, o material processado no interior das estrelas de massas intermediárias (0.8 a 8 Msol) é dispersado no meio interestelar, vindo a enriquecer futuras gerações de estrelas

26 Uma supergigante: a evolução das estrelas massivas

27 O núcleo de uma supergigante

28 Esquematizando: Queima de H He Queima de He C, O Queima de C, O, Ne 16 < A < 28 (Oxigênio Silício) Queima de Si 28 < A < 60 (Silício Cobalto)

29 O final da vida de uma estrela massiva: as Supernovas e a síntese dos elementos mais pesados que o Fe

30 Nebulosa do Caranguejo, um remanescente de supernova

31 O que acontece com os elementos mais pesados que o Fe? A energia de ligação por núcleon, que é a fonte da energia nuclear, passa a diminuir e a fusão deixa de ser exotérmica

32 Fabricando os elementos além do Fe : a captura de nêutrons O processo-s (nos núcleos das estrelas supermassivas): 56 Fe + n 57 Fe 57 Fe + n 58 Fe 58 Fe + n 59 Fe 59 Co 59 Co + n 60 Co 60 Ni... e assim sucessivamente, até o 209 Bi. Elementos mais pesados não podem ser fabricados assim porque decaem no 209 Bi antes que outro nêutron seja capturado As abundâncias relativas dependem das propriedades nucleares dos elementos formados: o números mágicos, que correspondem a camadas completas (análogos aos gases nobres), representam elementos muito abundantes

33 Abundâncias relativas ao Si, indicando a sobreabundância dos elementos correspondentes aos números mágicos

34 Abundâncias relativas no universo e na Terra

35 Nuclídeos produzidos por diferentes processos, com destaque para o processo s A=85 A=140 Ce A=208 Bi

36 Número de prótons Ni Co Fe the s-process (n,g) (b - ) (b + ) Zn Cu (por Rene Reifarth) 80 Br, t 1/2 =17 min, 92% (b - ), 8% (b + ) somente p Ge Ga Se As Kr Br Sr Rb somente s somente r 64 Cu, t 1/2 =12 h, 40% (b - ), 60% (b + ) 63 Ni, Número t 1/2 =100 de y nêutrons Zr Y 85 Kr, t 1/2 =11 y 79 Se, t 1/2 =65 ky

37 Como são fabricados os elementos mais massivos? O processo-r (durante a explosão das supernovas): Durante os 15 primeiros minutos da explosão de uma supernova (colapso do núcleo de uma estrela com massa inicial maior que 10 Msol) a quantidade de nêutrons livres é tão grande que permite a formação de configurações nucleares estáveis mais pesadas.

38 Os nuclídeos produzidos por processos r A=80 Se A=130 Xe A=195 Pt

39 A nucleossíntese via processos s e r na Tabela Periódica Enquanto a captura lenta de nêutrons provoca a formação de núcleos progressivamente mais pesados em condições próximas à estabilidade, o processo r resulta em nuclídeos longe da estabilidade (povoando a parte inferior).

40 Distribuição dos elementos mais abundantes em diferentes corpos, em fração da massa total

41 Nucleossíntese é um ciclo contínuo e gradual Big Bang H, He, Li Ejeção do envoltório para o meio interestelar Formação estelar enriquecimento contínuo, abund. crescentes Vida de uma estrela Nucleossíntese! Remanescentes (WD,NS,BH) Morte de uma estrela (Supernova, Nebulosa Planetária) Nucleossíntese! BH: Black Hole NS: Neutron Star WD: White Dwarf

42 log(n/o) Um exemplo de resultado real: em nebulosas planetárias a relação He/H x log(n/o) serve como indicadora das massas das estrelas Tipo I Tipo IIa Tipo IIb Tipo III He/H O enriquecimento das estrelas progenitoras das nebulosas planetárias ao longo da evolução é proporcional à distribuição de suas massas e se reflete na distribuição entre os tipos

43 (Ar) A evolução química do disco galáctico: Ar x O Tipo I Tipo IIa Tipo IIb Tipo III (O) Progenitoras menos massivas (tipos IIb e III), originadas de um meio interestelar mais pobre, refletem a abundância do disco em épocas passadas

44 log (O/H) + 12 O mapeamento do gradiente de abundâncias do disco galáctico e sua evolução temporal t < 3 Gyrs 9,5 9,3 3 < t < 6 Gyrs t > 6 Gyrs 9,1 8, dex/kpc 8,7 8,5 8,3 8, dex/kpc 7,9 7,7 7, dex/kpc Galactocentric radius (kpc)

45 A distribuição de abundâncias no disco e halo galácticos traçada a partir de 2.5 milhões de estrelas

46 Onde estão os problemas? Como varia (ao longo do raio e no tempo) o gradiente radial de abundância da Via Láctea? Como se dá a evolução química nas outras galáxias? Juntando-se a evolução química com a evolução dinâmica é possível reproduzir a Galáxia tal como ela é hoje?... e os problemas que estão na moda: Qual a natureza da matéria escura fria e da energia escura? Como são os exoplanetas de tipo terrestre em termos de abundâncias químicas? Existem exoplanetas terrestres na zona de habitabilidade? O que tem lá?