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Evolução estelar, parte 3: nucleossíntese estelar

A transformação de átomos leves em átomos mais pesados por reações nucleares no interior das estrelas é chamada de nucleossíntese. Como a fusão nuclear das estrelas realmente funciona?

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O processo de transformação de novos elementos químicos por meio de fusão nuclear que ocorre no interior das estrelas é chamado de nucleossíntese estelar. Estrelas evoluem pois diversas mudanças acontecem em seu interior, primeiro fundindo o hidrogênio, depois o hélio, e progressivamente produzindo elementos cada vez mais pesados. A transformação de elementos mais leves em elementos mais pesados é causada pela combinação de força gravitacional e calor, resultando nas fusões de carbono, oxigênio, silício, entre outros.

Nessa matéria, vamos nos aprofundar em um dos fenômenos mais importantes no processo de evolução estelar: como as reações termonucleares acontecem no interior das estrelas, quais os processos envolvidos, quais elementos são produzidos e o que significa, de fato, uma estrela “esgotar seu combustível”.

Notação dos elementos químicos

Antes de continuar, é preciso nos lembrar das aulas elementares de química e da notação de como os elementos químicos são escritos:

$$^{12}_6\mathrm{C}$$

Esse é o elemento carbono (C). Note os dois números que o acompanham. O número de cima (12) é o número de massa, ou seja, a quantidade total de prótons e de nêutrons. O número de baixo é o número atômico, ou seja, somente a quantidade de prótons. Portanto a notação acima representa o átomo mais comum de carbono, de número de massa 12, sendo 6 deles, prótons, o restante são nêutrons.

$$^{14}_6\mathrm{C}$$

Agora, esse é um isótopo radioativo do carbono chamado de carbono-14, muito usado na datação de material biológico na arqueologia. Esse átomo de carbono contém os mesmos 6 prótons, porém tem número de massa 14, ou seja, o carbono-14 tem dois nêutrons a mais.

Para sevir como um último exemplo: $^1_1\mathrm{H}$ é um átomo de hidrogênio comum, com apenas um próton no seu núcleo; o elemento $^2_1\mathrm{H}$ é o deutério, contendo um próton e um nêutron; o elemento $^3_1\mathrm{H}$ é o trítio, isótopo radioativo do hidrogênio contendo um próton e dois nêutrons.

E por fim, nossa velha amiga Tabela Periódica, que será útil no decorrer dessa matéria:

Tabela Periódica dos Elementos Químicos
A Tabela Periódica dos Elementos. Ela será extremamente útil no nosso estudo sobre nucleossíntese estelar.

Cadeia próton-próton

Quando uma estrela converte hidrogênio em hélio ela é chamada de estrela da sequência principal, se localizando na principal faixa de estrelas do diagrama de Hertzsprung-Russell, fase que as estrelas passam a maior parte de suas vidas.

A cadeia próton-proton é a principal forma de se fundir núcleos de hidrogênio em estrelas da sequência principal de massa similar à do Sol. Fazer esses núcleos se fundirem não é uma tarefa fácil, pois exige pressão e temperaturas elevadíssimas. Toda essa sequência leva bilhões de anos para se completar. O fato do Sol estar brilhando é devido a diversas dessas reações ocorrendo, liberando energia. Toda a cadeia de reações se parece com isso:

  1. $^1_1\mathrm{H} + ^1_1\mathrm{H} \rightarrow ^2_1\mathrm{D} + e^+ + \nu_e$
  2. $e^+ + e^- \rightarrow 2 \gamma$
  3. $^2_1\mathrm{D} + ^1_1\mathrm{H} \rightarrow ^3_2\mathrm{He} + \gamma$

A partir disso, a reação pode seguir em três diferentes caminhos (cujas reações podem produzir átomos de lítio, boro ou berílio), mas vamos abordar apenas um deles:

$$^3_2\mathrm{He} + ^3_2\mathrm{He} \rightarrow ^4_2\mathrm{He} + 2(^1_1\mathrm{H})$$

Fusão nuclear pela cadeia próton-próton.
Ilustração de uma fusão nuclear de átomos de hidrogênio por cadeia próton-próton.

Como podem ver, o hidrogênio não se funde em hélio diretamente. Descrevendo de uma forma mais clara, o que acontece é: no passo (1), dois prótons vencem a sua repulsão mútua e se fundem para formar um isótopo do hidrogênio, o deutério (que pode ser representado pela letra D), o que significa que agora há um próton e um nêutron nesse núcleo. Quando isso acontece, um pósitron ($e^+$) e um neutrino ($\nu_e$) são liberados.

No passo (2), o pósitron se encontra com um elétron ($e^-$) e são aniquilados. O resultado é a emissão dois fótons de raios gama ($\gamma$). A energia liberada nessa reação é, em grande parte, o que mantém o Sol estável e aquecido, caso contrário não haveria pressão interna e ele colapsaria sob sua própria gravidade.

O passo (3) se consiste em um núcleo de deutério se fundindo com um núcleo de hidrogênio para criar um isótopo de hélio, e liberando mais um fóton de raios gama.

Por fim, existem mais três reações possíveis, mas a que enfatizamos especificamente é quando dois isótopos instáveis de hélio se fundem para formar um átomo estável de hélio e mais dois prótons livres.

Ciclo CNO

Em estrelas da sequência principal mais pesadas que 1,3 massas solares, o hélio é produzido pelo ciclo CNO (carbono-nitrogênio-oxigênio). Assim que a temperatura interna do núcleo atinge 17 milhões de Kelvin, o ciclo CNO se torna dominante na produção de hélio. A sequência de reações se parece com isso:

  1. $^{12}_6\mathrm{C} + ^1_1\mathrm{H} \rightarrow ^{13}_7\mathrm{N} + \gamma$
  2. $^{13}_7\mathrm{N} \rightarrow ^{13}_6\mathrm{C} + e^+ + \nu_e$
  3. $^{13}_6\mathrm{C} + ^1_1\mathrm{H} \rightarrow ^{14}_7\mathrm{N} + \gamma$
  4. $^{14}_7\mathrm{N} + ^1_1\mathrm{H} \rightarrow ^{15}_8\mathrm{O} + \gamma$
  5. $^{15}_8\mathrm{O} \rightarrow ^{15}_7\mathrm{N} + e^+ + \nu_e$
  6. $^{15}_7\mathrm{N} + ^1_1\mathrm{H} \rightarrow ^{12}_6\mathrm{C} + ^4_2\mathrm{He}$

E depois o ciclo recomeça com o átomo de carbono resultante. Mas vamos descrever melhor o que cada uma dessas etapas significa:

Fusão nuclear pelo ciclo CNO de carbono-nitrogênio-oxigênio.
Ilustração de uma fusão nuclear por ciclo CNO, carbono-nitrogênio-oxigênio

O passo (1) começa fundindo um núcleo de carbono com um próton, formando um isótopo instável de nitrogênio e raios gama. No passo (2) o isótopo de nitrogênio decai em um átomo de carbono, um pósitron e um neutrino. No próximo estágio (3) o átomo de carbono adquire um átomo de hidrogênio para formar um átomo estável de nitrogênio, e emitindo mais raios gama. No passo (4) esse átomo de nitrogênio se funde com mais um próton, formando um isótopo instável de oxigênio e mais raios gama. No passo (5) o decaimento beta transforma o isótopo de oxigênio em um átomo de nitrogênio, emitindo um pósitron e um neutrino no processo. No último estágio (6) o isótopo de nitrogênio adquire um átomo de hidrogênio para criar um átomo de carbono e um átomo de hélio – também conhecido como partícula alfa.

Basicamente, todo o ciclo de transformações que vimos acima pode ser extremamente simplificado da seguinte forma:

$$^{12}_6\mathrm{C} \rightarrow ^{13}_7\mathrm{N} \rightarrow ^{13}_6\mathrm{C} \rightarrow ^{14}_7\mathrm{N} \rightarrow ^{15}_8\mathrm{O} \rightarrow ^{15}_7\mathrm{N} \rightarrow ^{12}_6\mathrm{C}$$

Também existem os ciclos de carbono-nitrogênio que produzem fluor e neônio, mas a complexidade desse capítulo iria aumentar muito, então deixaremos para uma outra oportunidade.

Processo triplo-alfa

Uma vez que todo o hidrogênio no núcleo da estrela é consumido, a estrela começa a se colapsar pois não há mais energia suficiente sendo produzida para contrabalancear a força gravitacional. Quando a estrela se contrai, o calor no interior do núcleo aumenta. Quando a temperatura do núcleo atinge 100 milhões de Kelvin a fusão do hélio começa a acontecer, produzindo carbono e outros elementos mais pesados pela reação triplo-alfa. No diagrama H-R, a estrela começa a migrar para o ramo das estrelas gigantes.

O processo é bem simples e fácil de entender:

  1. $^4_2\mathrm{He} + ^4_2\mathrm{He} \rightarrow ^8_4\mathrm{Be}$
  2. $^8_4\mathrm{Be} + ^4_2\mathrm{He} \rightarrow ^{12}_6\mathrm{C} + 2\gamma$
Fusão nuclear pela reação triplo-alfa.
Quando o hidrogênio se esgota, átomos mais pesados são produzidos pelo processo triplo alfa.

Um par de átomos de hélio (chamados de partículas alfa) se funde para formar um átomo de berílio, que depois se funde com um outro átomo de hélio para formar o carbono e liberar energia na forma de um par de raios gama.

Em estrelas de grande massa, e com um constante aumento de temperatura e pressão, uma parte do carbono pode continuar a ser acrescentada por átomos de hélio formando átomos cada vez maiores – ou seja, elementos cada vez mais pesados – em subsequentes reações alfa, tal como carbono + hélio produz oxigênio:

$$^{12}_6\mathrm{C} + ^{4}_2\mathrm{He} \rightarrow ^{16}_8\mathrm{O} + \gamma$$

Com uma maior pressão no núcleo e maior temperatura, a partir do oxigênio + hélio a estrela produz neônio:

$$^{16}_8\mathrm{O} + ^{4}_2\mathrm{He} \rightarrow ^{20}_{10}\mathrm{Ne} + \gamma$$

A partir do neônio, produzir magnésio, e silício, e enxofre, e argônio, e cálcio e assim por diante, em contínuos acréscimos de átomos de hélio até chegar no elemento mais pesado, níquel-56, que se decairá em um átomo estável de ferro.

Existem outros processos que criam núcleos com número atômico ímpar, mas aí o artigo ficaria bem maior.

É bem interessante mencionar o que leva cerca de 100 mil anos para o carbono se consumir em oxigênio, apenas 10 mil anos do oxigênio até o silício. E apenas poucos dias para o silício se consumir em ferro. O ferro não pode ser mais fundido pois a energia liberada no processo é menor do que a energia necessária para a fusão. Então o núcleo da estrela se torna totalmente inerte. A estrela chega ao fim da sua vida.

Belíssimo, não é?


A seguir, a parte 4 da nossa série de artigos sobre Evolução Estelar: das nebulosas às supernovas. Falaremos sobre as gigantes e supergigantes vermelhas. Siga-nos no Facebook ou no Instagram para ficar sabendo assim que um novo artigo é publicado!

Brunno Pleffken Hosti

Professor. Graduando em Licenciatura em Física pela Pontifícia Universidade Católica do Paraná (PUCPR). Extensão em Astrofísica pela UFSC. Editor do Espaço-Tempo.

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Evolução estelar, parte 2: o diagrama H-R e a sequência principal

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