next up previous contents index
Próxima: Neutrinos Volta: Geração de Energia Nuclear Anterior: Escudamento Eletrônico

Síntese de Elementos Pesados

A nucleosíntese dos elementos por sucessivos estágios de fusão termonuclear termina nos elementos do grupo do ferro já que a energia de ligação por núcleon é máxima para estes elementos. Pode-se portanto entender a abundância relativa dos elementos leves em termos dos estágios de queima nuclear.

Os elementos mais pesados do que o grupo do ferro são formados por exposição de núcleos leves a um fluxo de nêutrons, mesmo em temperaturas moderadas. Os nêutrons, por serem neutros, não precisam vencer a barreira Coulombiana dos íons. Duas reações que produzem nêutrons são: $ ^{13}{C}(\alpha,n)^{16}{O}$ e $ ^{22}{Ne}(\alpha,n)^{25}{Mg}$. Quando um íon captura um nêutron, ele se torna um isótopo do mesmo elemento, com uma unidade maior de massa atômica:

$(Z,A)+n \longrightarrow (Z,A+1) + \gamma$

Se o núcleo $ (Z,A+1)$ for estável, ele poderá capturar um novo nêutron e assim por diante. Se o núcleo for radioativo, ele poderá capturar um novo nêutron antes ou depois do decaimento beta. Esta questão distingue entre as duas cadeias principais de capturas de nêutrons:
B2FH
Esta nomenclatura foi introduzida em 1957 por Eleanor Margaret Peachey Burbidge (1919-), Geoffrey Ronald Burbidge (1925-2010), William Alfred Fowler (1911-1995) e Sir Fred Hoyle (1915-2001), Review of Modern Physics, 29, 547-650 (1957).
Burbidge et al. 1957
Abundancia Solar
abundancias
Abundâncias solares: os símbolos fechados são de acordo com a compilação de Edward Anders (1926-) & Nicolas Grevesse, 1989, Geochimica et Cosmochimica Acta, 53, 197, e os abertos de Alastair Graham Walker Cameron (1925-2005), 1982, Essays in Nuclear Astrophysics, ed. Charles A. Barnes, Donald Delbert Clayton (1935-) & David N. Schramm (1945-1997), Cambridge, p. 23. Nota-se claramente que os elementos com números pares de prótons e nêutrons têm maior abundância.
A mais recente determinação das abundâncias solares é Nicolas Grevesse, Martin Asplund, A. Jacques Sauval & Pat Scott, 2010, Astrophysics & Space Science, 328, 179, obtendo X=0,7380, Y=0,2485 e Z=0,0134, resultando em Z/X=0,0181, um pouco menor que os canônicos 2%. Levando em conta a difusão na base da zona de convecção, encontram a composição primordial de X=0,7154, Y=0,2703 e 0,0142.

A reação $ ^{12}$C$ (p,\gamma) ^{13}$N$ (\beta^{+},n)^{13}$C$ (\alpha,n)^{16}$O domina a produção de nêutrons nas camadas externas, de acordo com Roberto Gallino et al. 1998, Astrophysical Journal, 497, 338. Durante a queima de hélio o processo s (slow) de lenta captura de nêutrons, produzidos nas reações com 13C, 13N e 22Ne, ocorre em estrelas massivas, produzindo os núcleons até o chumbo. Para as estrelas de massa entre 1 e 8 MSol um forte processo s ocorre por interação entre as camadas que queimam hidrogênio e hélio.

A abundância solar dos elementos s é devido à evolução química da nossa Galáxia, que mistura as perdas de massa de várias gerações de estrelas, nascidas com composições químicas diferentes e, portanto, com diferentes padrões de núcleos s gerados. Os modelos calculados com as teorias de convecção atuais têm sido inadequados para reproduzir as observações dos isótopos de CNO nas estrelas gigantes vermelhas e grãos de poeira circunstelares. Overshooting e hot bottom burning (queima na base da zona de convecção que atinge a camada queimando H no AGB de estrelas de 4 a 5 MSol) têm mostrado melhores resultados. Mas as incertezas em algumas taxas de reações nucleares também levam a incertezas nas taxas de produções de certos elementos.

Aproximadamente metade dos elementos mais pesados que o Fe são produzidos pelo processo s. Os elementos até A=90 são produzidos principalmente durante a queima de He e C em estrelas massivas, enquanto que a maior quantidade, com 90 < A < 204, são formados por estrelas de até 3 massas solares no AGB (Ramo Assintótico das Supergigantes).

Discutiremos os resultados dos modelos de evolução estelar e sua complexa nucleosíntese após concluir as condições físicas, como a perda de energia (refrigeração) por emissão de neutrinos e de áxions.


next up previous contents index
Próxima: Neutrinos Volta: Geração de Energia Nuclear Anterior: Escudamento Eletrônico
©
Modificada em 29 ago 2011