A queda da energia de ligação por núcleon para números de massas maiores que 56 indicam que estes núcleons são mais compactados formando dois nuclidios de massa intermediária, em vez de um único nuclidio de alta massa. Em outras palavras, para elementos com massa acima do Fe, energia pode ser liberada pela fissão nuclear do nuclidio de alta massa em dois nuclidios de massa intermediária. A fissão foi descoberta em 1938 por Otto Hahn (1879-1968), Fritz Strassmann (1902-1980) e Lise Meitner (1878-1968).
O aumento da energia de ligação para baixos valores de número de massa, ao contrário, nos indica que energia será liberada se dois nuclidios de baixa massa se combinarem, formando um único nuclidio de massa intermediária. Este processo é chamado de fusão nuclear. Uma bomba de hidrogênio, contruída pela primeira vez em 1952, funde deutério e trítio, formando hélio e liberando um nêutron e 17,6 MeV de energia.
O radioisótopo trítio do hidrogênio, com massa 3,014 u.m.a, foi produzido em aceleradores em 1932 por Lord Rutherford [Ernest Rutherford (1871-1937)], Sir John Douglas Cockroft (1897-1967) e Ernest Orlando Lawrence (1901-1958), e foi caracterizado por Luis Walter Alvarez (1911-1988). Sua vida média é de 12,35 anos, decaindo por emissão de um elétron em He3 e liberando 18,6 KeV de energia. Na natureza ele é produzido pela colisão de raios-cósmicos com nêutrons do ar e trazido para a superfície da Terra pela chuva.
| Processo Termonuclear |
Massa na Sequência Principal Necessária para a Queima (M⊙) |
Temperatura de Ignição (K) |
Densidade Aproximada (g/cm3) |
Elétrons Degenerados para Densitidades Maiores que (g/cm3) |
|---|---|---|---|---|
| Queima de Hidrogênio 4H→He |
0,08 | 4 × 106 | 10-102 | ~103 |
| Queima de Hélio 3He→C C+He→O |
0,4 | 120 x 106 | 103-106 | ~105 |
| Queima do Carbono 2C→24Mg*→23Na+p→24Mg 20Ne+4He |
8 | 600 × 106 | 105-108 | ~107 |
| Queima de Neônio Ne→O+He Ne+He→Mg |
∼10,5 | 1,2×109→kT=0,1 MeV | >107 | ~109 |
| Queima de Oxigênio O+O→32Si*→31P+p,28Si+He |
∼10,5 | 1,5×109 | >107 | ~109 |
| Queima de Silício Mg+He Si+He→S S+He→ +He→40Ca,44Ti,48Cr,52Fe,56Ni fotodesintegração |
∼11 | 3×109 | >107 | ~109 |
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:
e
.
Quando um íon captura um nêutron, ele se torna um isótopo
do mesmo elemento, com uma unidade maior de massa atômica:
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 β (emitir um elétron). Esta questão distingue entre as duas
cadeias principais de capturas de nêutrons:
C
N
C
O
domina a produção de nêutrons nas camadas externas,
de acordo com Roberto Gallino (1939-2024) 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.
O elemento radiativo tecnécio 99Tc43, com uma meia-vida de 210 mil anos, é um dos elementos formado pelo processo s, e foi detectado nas estrelas já em 1950. Urânio 238U92, com meia-vida de 4,5 bilhões de anos, Urânio 235U92, com meia-vida de 700 milhões de anos, e Tório 232Th90 e seus vários isótopos, são formados pelo processo r. 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 M⊙) têm mostrado melhores resultados. Mas as incertezas em algumas taxas de reações nucleares também levam a incertezas nas taxas de produções de certos elementos.
Na evolução de estrelas isoladas, 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). No artigo de Chiaki Kobayashi, Amanda I. Karakas e Maria Lugaro de 2020 (2020, Astrophysical Journal, 900, 2, id.179), eles levam em conta a produção pelos processos s e r, para diferentes metalicidades iniciais.
Amanda I. Karakas faz uma revisão em seu artigo (2019, Nucleosynthesis in stars: The Origin of the Heaviest Elements, IAUS, 343, 79K)
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.