REAÇÕES NUCLEARES NO INTERIOR DAS ESTRELAS Ana Cecília Soja
REAÇÕES NUCLEARES
NO INTERIOR DAS
ESTRELASAna 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
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.
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)
7103,3 x12101,2 x
14104,3 x
810
)%97%3( 2382352 UUUO
nHeHH 432nKrBaUn 291143235 22 COOC
Tabela de EnergiasK
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. 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. 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
estágio escala de tempo
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