REAÇÕES NUCLEARES NO INTERIOR DAS ESTRELAS Ana Cecília Soja

O que é uma reação nuclear? 'Reação nuclear' é qualquer reação em que ocorra modificação de um ou mais núcleos atômicos. Como acontece: Quando dois núcleos se movem um em direção ao outro e, apesar da repulsão coulombiana, se aproximam o suficiente para que haja interação entre as partículas de um com as partículas do outro pela força nuclear, pode ocorrer uma redistribuição de núcleos e diz-se que aconteceu uma reação nuclear.

Os processos de reações nucleares que ocorrem nas regiões mais internas das estrelas são os responsáveis pela sua estabilidade, luminosidade e evolução. Estes são processos de fusão termonuclear, ativados pela contração gravitacional do gás que a constitui. A energia liberada por este processo estabiliza a contração e mantém a estabilidade da estrela durante grandes períodos de sua vida.

Existem vários tipos de reações que podem ocorrer no interior das estrelas. Elas são chamadas de ciclos: - ciclo próton-próton - ciclo do carbono-nitrogênio - ciclo triplo-alpha - ciclo do carbono

Essa reação é chamada de ciclo próton-próton. A principal reação nuclear que ocorre no interior das estrelas é a reação mais básica do Universo: a transformação de Hidrogênio em Hélio. Essa reação é chamada de ciclo próton-próton.

Sabe-se com certeza que o Sol converte aproximadamente 600 milhões de toneladas de hidrogênio em hélio por segundo, mantendo a vida aqui na Terra. Esta energia produzida pelo Sol, de L=3,847 x 10²² ergs/s é equivalente a 5 trilhões de bombas de hidrogênio por segundo. Para comparar, a primeira bomba atômica, de urânio, chamada de Little Boy e que explodiu sobre a cidade de Hiroshima, tinha uma potência de 20 000 toneladas de TNT (tri-nitro-tolueno, ou nitroglicerina). Uma bomba de hidrogênio tem uma potência de 20 milhões de toneladas de TNT.

Tabela de Energias Química Fissão Fusão Exemplos de reação Combustível típico Carvão Deutério & Lítio Temperatura para reação(C) 873 1273 Energia liberada por kg de combustível (J/kg)

Após a síntese de hélio, lítio e carbono, segue-se a criação de elementos mais pesados. Esse é o ciclo Carbono-Nitrogênio, ou CNO. Nele são sintetizados carbono, nitrogênio e oxigênio.

Seguinte ao ciclo CNO, se a estrela possuir massa suficiente, segue o processo chamado de Triplo Alfa

As estrelas diferem na sua evolução por causa de suas massas As estrelas diferem na sua evolução por causa de suas massas. Quanto maior uma estrela, maior sua temperatura. Assim, ocorrerão reações nucleares de núcleos mais pesados, possíveis apenas a temperaturas muito elevadas.

Quando uma estrela de mais de 4Msolares atinge uma temperatura de milhões de Kelvins, ela entra num ciclo chamado ciclo do carbono.

Quando uma estrela de mais de 9Msolares atinge uma temperatura de 1 bilhão de Kelvins, ela começa a queimar o neônio produzido

Quando a temperatura da estrela atinge 1,5 bilhão de Kelvins, ela queima o oxigênio, gerando principalmente enxofre.

Por fim, a queima dos elementos pesados formados gera uma variedade bem maior de elementos.

As reações nucleares nas estrelas continuam até que é formado ferro As reações nucleares nas estrelas continuam até que é formado ferro. A partir desse momento, a reação é energeticamente desfavorável,e se a estrela tiver massa suficiente, ela colapsa.

Após a expansão, a temperatura aumenta muito e o choque entre os núcleos também. É nessa explosão de supernova que elementos pesados como chumbo e ouro são fundidos.

Escala de tempo para os estágios de queima nuclear em uma estrela de 25Msolares     Temperatura (109 K) Densidade (kg m-3) queima do hidrogênio 7 x 106 anos 0,06 5 x 104 queima do hélio 5 x 105 anos 0,23 7 x 105 queima do carbono 600 anos 0,93 2 x 108 queima do neônio 1 ano 1,7 4 x 109 queima do oxigênio 6 meses 2,3 1 x 1010 queima do silício 1 dia 4,1 3 x 1010 colapso da região central 1/4 segundo 5,4 x 109 3 x 109 "bounce" da região central milisegundos 2,3 x 1010 4 x 1014 explosivo 10 segundos cerca de 109 varia