Para temperaturas da ordem de 10 milhões de K,
como no interior do Sol,
a transformação de hidrogênio
em hélio se dá principalmente pelo ciclo p-p, com . O resultado total deste ciclo
transforma
A diferença de energia de ligação é de Mev, correspondendo a um
defeito de massa de 0,71%.
ou mais provavelmente:
As cadeias são:
ou
Q=1,046
- com pouca probabilidade
PPI, PPII e
PPIII
O ciclo PPI tem Mev, com
dois neutrinos de energia média de 0,263 Mev cada
(0,42 MeV máxima), enquanto o PPII tem Mev, correspondendo a uma perda por
neutrinos de 4%, com neutrinos de 0,80 Mev, além dos dois de
0,263 Mev. O ciclo PPIII, com Mev, corresponde a uma perda por neutrinos
de 28%, com neutrinos carregando 7,2 Mev, além dos dois de
0,263 Mev.
Com uma média de energia por reação de 25 Mev ergs/ciclo, uma luminosidade
solar de ergs/s,
obtemos um total de neutrinos de:
neutrinos/segundo
por queima de hidrogênio, que corresponde a um fluxo aqui na Terra
de
Entretanto, como a secção de choque do neutrino é da ordem
de:
os neutrinos raramente interagem com a matéria. Por exemplo,
considerando-se o número de partículas médias no Sol, , o livre caminho médio dos neutrinos
Os neutrinos foram previstos teoricamente por
Wolfgang Pauli (1900-1958)
em 1930, para explicar a variação da energia dos
elétrons emitidos em decaimentos β,
em que um
nêutron se transforma espontâneamente em um
próton, emitindo um elétron.
A vida média de um nêutron livre é de aproximadamente 12 minutos.
Pauli propôs que
a diferença de energia estava sendo carregada por
uma partícula neutra de difícil detecção,
o neutrino. Ele recebeu o prêmio Nobel em 1945.
Em 1956 os neutrinos foram finalmente detectados
por
Frederick Reines (1918-1998)
e Clyde L. Cowan Jr (1919-1974),
emitidos de um reator nuclear
["The Neutrino", Frederick Reines &
Clyde L. Cowan, Jr., Nature 178, 446 (1956);
"Detection of the Free Neutrino: A Confirmation",
Clyde L. Cowan, Frederick Reines, Francis B. Harrison,
Herald W. Kruse, & Austin D. McGuire, Science, 124, 103 (1956)].
Reines recebeu o prêmio
Nobel em 1995 pela descoberta.
Neutrinos produzidos no núcleo do Sol saem ao espaço
com muito pouca interação, atravessam a distância
entre o Sol e a Terra, e na maioria dos casos passam pela
Terra sem qualquer perturbação. Milhões destes
neutrinos passam por nosso corpo a todo segundo, mas durante
nossa vida inteira somente alguns destes interagirão com
nossos átomos. O mais importante é que os neutrinos
carregam informação sobre o interior do Sol, onde
a energia está sendo gerada.
Em 1968, Raymond Davis Jr. (1914-2006) e seus colaboradores,
do Brookhaven National Laboratories, decidiram
detectar estes neutrinos colocando um tanque
com 378 000 litros de fluído
de limpeza percloroetileno (C2Cl4),
do tamanho de um vagão de trem, no fundo de uma
mina de ouro a 1500m de profundidade na cidade de Lead,
na Dakota do Sul, para evitar a contaminação por
raios cósmicos. Como aproximadamente
um quarto dos átomos de cloro está no isótopo 37,
ele calculou que dos 100 bilhões
de neutrinos solares que
atravessam a Terra por segundo, alguns ocasionalmente interagiriam
com um átomo de cloro, transformando-o em um átomo
de argônio. Como o argônio37
produzido é radiativo,
com vida média de 35 dias, é possível isolar
e detectar estes poucos átomos de argônio dos mais
de 1030
átomos de cloro no tanque.
Periodicamente o número de átomos
de argônio no tanque seria medido, determinando o
fluxo de neutrinos.
Quando o experimento começou a funcionar, quase nenhum
neutrino foi detectado. De acordo com a melhor estimativa
teórica, deveriam ser detectados alguns eventos por dia,
demonstrando que nossa compreensão do Sol, ou dos neutrinos,
não era tão
completa quanto se acreditava. A diferença entre
o experimento e a teoria passou a ser conhecida como
o problema do neutrino solar.
Davis recebeu o prêmio Nobel em 2002, pela sua descoberta.
A dificuldade maior do experimento de Davis
é que ele só consegue detectar neutrinos com
energia maior que 0,81 MeV
e, portanto, não consegue detectar o neutrino produzido
na cadeia principal do ciclo p-p,
dominante no Sol,
pois este neutrino só tem 0,42 MeV de energia
e tem um fluxo de 6,4 × 1010 neutrinos/cm2/s aqui na Terra.
O espectro
de energia dos neutrinos produzidos no Sol pelo ciclo p-p, de acordo
com o modelo padrão de
John
Norris Bahcall (1934-2005) e Marc H. Pinsonneault em 2000.
O fluxo está dado em contagens por cm
2.
O ciclo p-p é responsável por 98% da taxa de geração de energia no
modelo padrão do Sol. As flechas no topo do gráfico indicam a
energia detectável nos experimentos em andamento. [hep significa
3He(p,e)
4He].
Em 2005, John
N. Bahcall, Aldo M. Serenelli e Sarbani Basu (Astrophysical Journal, 621, L85)
incluiram
os neutrinos gerados dentro do ciclo CNO. Veja também o
artigo com 10 000 modelos de Sol calculados por
eles para estimar as incertezas.
Os experimentos
SAGE (Soviet-American Gallium Experiment) e
GNO e GALLEX,
detectam neutrinos com
energia acima de 0,236 MeV e, portanto, podem detectar os
neutrinos de baixa energia produzidos pela cadeia
principal do ciclo p-p, a chamada PPI.
Mas o veredicto
ainda é o mesmo; estamos detectando um terço
dos neutrinos que deveríamos estar
detectando.
O Problema do Neutrino Solar
Experimento |
fluxo medido (SNU) |
razão medida/teoria (sem oscilação na teoria) |
energia mínimia |
Anos de operação |
Davis (Cloro) |
2,56± 0,1± 0,16 |
0,33 ± 0,03± 0,05 |
0,814 MeV |
1970-1995 |
Kamiokande
(Cerenkov) |
2,80 ± 0,19 ± 0,33 |
0,54 ± 0,08
+0,10-0,07 |
7,5 MeV |
1986-1995 |
SAGE
(Gálio) |
65 ± 3 ± 3 |
0,50 ± 0,06 ± 0,03 |
0,233 MeV |
1990-2007 |
Gallex
(Gálio) |
78 ± 6 ± 5 |
0,60 ± 0,06 ± 0,04 |
0,233 MeV |
1991-1997 |
Super-Kamiokande |
2,32 ± 0,04 ± 0,05 |
0,464 ± 0,005 ± 0,015 |
5.0-20 MeV |
1996-2010 |
GNO
(Gálio) |
69,3 ± 5,5 |
0,51 ± 0,08 ± 0,03 |
0,233 MeV |
1998-2003 |
SNO (Cerenkov) |
1,68 ± 0,06 ± 0,05 (CC)
2,35 ± 0,22 ± 0,15 (ES)
4,94 ± 0,21 ± 0,36 (NC)
|
0,346 ± 0,029 (CC) |
6,75 MeV |
1999-2006 |
SNU = 10-36
capturas/alvo/s - CC=charged
current - ES=electron
scattering - NS=neutral current |
O número muito menor de neutrinos observados comprovam que a teoria eletrofraca de
Sheldon Lee Glashow (1932-), Steven Weinberg (1933-2021) e Abdus Salam (1926-1996), que preve que os neutrinos não
têm massa, está errada, pois indicam que há oscilação de
neutrinos, isto é, durante sua trajetória do núcleo do
Sol até a Terra, parte dos neutrinos de elétrinos
emitidos nas reações, se transforma em neutrinos
dos múons e neutrinos de táons ,
o que só é possível se, além de terem massas,
as massas de diferentes tipos de neutrinos sejam diferentes,
com parâmetro de mistura
do neutrinos
m2=mx2-my2=
(8.0+0.6-0.4)
× 10-5eV2.
CC:
ES:
NC:
onde d é um deutério e indica neutrino de qualquer sabor.
Este processo de mudança chama-se oscilação
de neutrinos e foi detectada em 1998 em um experimento
no SuperKamiokande.
Para que estas mudanças de identidade
ocorram, cada tipo de neutrino precisa ter uma massa diferente de zero
e diferentes entre si, e isto é predito em algumas teorias
de Grande Unificação das forças (GUT).
Esta massa pode ser detectada em laboratório, e existem diversos
experimentos em elaboração para medí-la, mas
até agora só se conseguiu medir limites superiores
[m(νe)c2 <
2,2 eV para o neutrino do elétron,
170 keV para o neutrino do muon e
15,5 MeV para o neutrino do taon),
da
ordem de centenas de vezes menor que a massa do eléctron.
O detector de neutrinos
KamLAND (Kamioka Liquid-scintillator Anti-Neutrino Detecto
r), consiste de uma
kilotonelada de líquido de cintilação ultra-puro mantido em
um balão atmosférico e circundado por 1 879 fotomultiplicadoras, que
detectam as minísculas faíscas de luz produzidas quanto
um neutrino interage com o líquido. Os neutrinos detectados têm energia
superior a 2,6 MeV, e são produzidos principalmente pelos 69
reatores nucleares do Japão e Coréia. Os reatores produzem neutrinos
por decaimento β, cerca de 6 antineutrinos de elétrons por cada fissão
nuclear, resultando num fluxo de 9,3 × 1020 neutrinos/cm2/s,
para um gerador de 5 GWth.
Ko Abe e colaboradores publicaram em 2011,
no
Physical Review D, 83, 052010, os resultados dos
dados de 2002 a 2010, com um total de 8132 neutrinos detectados.
Os pesquisadores concluíram, com
um nível de confiança de 99,99%,
que a não detecção dos neutrinos faltantes somente é consistente
com a oscilaçao de neutrinos, isto é, na transformação dos neutrinos,
após produzidos e antes de serem detectados, de neutrinos de
elétrons para neutrinos de múons ou de táons, com
m2,1=7,6±0,02 meV,
com ângulo de mistura sen2θ1,2=0,31±0,01,
enquanto sen2θ1,3<0,060 com 95% de confiança.
Nesta nomenclatura, 1=νe, 2=νμ e 3=ντ.
Maria Concepion Gonzalez-Garcia, Michele Maltoni e Jordi Salvado, no
artigo de revisão de 2011
Updated global fit to three neutrino mixing: status of the hints of θ1,3>0,
discutem que ainda não há provas suficientes de que o neutrinos dos elétrons e táons se misturam diretamente.
Construir detectores maiores do que o SuperKamiokande não é prático,
mas grandes quantidades de água podem ser monitoradas usando lagos
ou a calota polar Antártica, como os detectores NT-220,
Antares, Nestor e IceCube. Antares monitora 1 milhão de litros
de água com 900 fotomulticadoras a 4000 metros de profundidade
no Peloponésio, e o IceCube usa 5160 fotomultiplicadoras
em 80 cordas monitorando 1000 milhões de metros cúbicos (1 km3)
de gelo na Antártica. O IceCube ficou pronto em Maio/2011 e foi construído para detectar neutrinos
mais energéticos que 100 GeV, mas devido ao baixo ruído é capaz de detectar
até MeV.
O ciclo CNO domina a queima de hidrogênio para K, usando o C e N como
catalisadores, com .
ou, com menor probabilidade:
Evolução das abundâncias com a temperatura do núcleo para uma
estrela com massa inicial de aproximadamente 25 M
Sol.
T
8=T/10
8.
Três átomos de hélio colidem, formando um carbono e liberando fótons.
Esta reação só ocorre eficientemente para T>100 milhões de K.
O
8Be formado na colisão de duas partículas
α, decai em 6,7×10
-17s novamente em dois
núcleos de He.
A reação triplo
foi proposta pelo americano
Edwin Ernest Salpeter (1924-2008), fundindo três núcleos de hélio
(partículas α)
em um núcleo de carbono.
Existe uma resonância no núcleo composto do carbono, 7,65 MeV acima
do estado fundamental, que permite que esta reação ocorra com taxas
significativas, conforme predito por Sir Fred Hoyle
(1915-2001) e posteriormente observada.
Para temperaturas acima de K, ocorre a queima do hélio, pelo
processo chamado
triplo-,
com :
O decai em 2 em um
tempo de vida médio de 0,067 fentosegundos.
A produção do oxigênio, por acréscimo de outra partícula
ao
CO,
só ocorre porque o
princípio da incerteza permite que uma resonância com energia um
pouco abaixo do limite ocorra, quando classicamente seria proibida.
A próxima reação,
ONe
é lenta para estas
temperaturas, mas
NF
ocorre, seguida do decaimento de 18F para
18O. Acima de 6×108 K temos
ONe,
NeMg
e, com menor probabilidade,
NeMg.
A reação
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.
Evolução das abundâncias com a temperatura do núcleo para uma
estrela com massa inicial de aproximadamente 25
M
Sol.
Para estrelas acima de 10 massas solares, quando a temperatura
central atinge K:
e, com menor probabilidade:
Para 0,8 < T9
> 1.0, a queima do carbono se dá em equilíbrio
hidrostático. Para T9> 2 a
queima ocorre em escala hidrodinâmica. Na explosão, o choque
esquenta a matéria ainda não queimada, iniciando a queima e
acelerando-a. O material queimado expande e esfria, interrompendo
as reações termonucleares.
Para T=1- K:
Para T=3,4-3,7 × 109 K:
Para K:
William Alfred Fowler (1911-1995) e Sir Fred Hoyle
(1915-2001) propuseram em 1964, no Astrophysical Journal
Supplements, 9, 201, que o processo de queima do silício
preferencialmente sintetiza o 56Ni porque a rápida
queima não permite decaimentos
suficientes para produzir o 56Fe. Decaimentos
posteriores, enquanto a matéria ainda
está quente, formam o 56Fe. A solução da cadeia de
reações simultaneas por James Wellington Truran, David Arnett
(1940-) e Alastair G.W. Cameron (1925-), 1967, Canadian Journal of
Physics, 45, 2315, demonstra que o 56Ni é realmente
dominante para matéria pouco abundante em nêutrons. Se os
nêutrons são abundantes, o núcleo dominante passa para o
54Fe, 56Fe e finalmente 58Fe, com
o aumento do número de nêutrons. O fluxo de nêutrons depende da
metalicidade do material.
Michael Wiescher
& Thomas Rauscher
(2010) Astronomy with Radioactivities: Nuclear Reactions
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Energia
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Volta: Interiores Estelares
Volta: Astronomia e Astrofísica
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Modificada em 3 set 2014