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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

Para continuarmos na maior tranquilidade possível por este capítulo, é preciso relembrar das aulas elementares de química que tivemos na escola e da notação de como os elementos químicos são escritos. Por exemplo:

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

Esse é o símbolo do elemento carbono (C). Note os dois números que o acompanham do lado esquerdo. O número de cima (12) se chama número de massa, que diz a quantidade total de prótons e de nêutrons. Já o número de baixo é o número atômico, ou seja, somente a quantidade de prótons. Portanto, a notação que acabamos de ver representa o isótopo mais comum de carbono, contendo 12 partículas em seu núcleo, sendo 6 delas, prótons — as 6 partículas restantes são nêutrons. Agora, observe:

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

Esse é um isótopo radioativo do carbono chamado de carbono-14, muito usado na datação de material biológico na arqueologia. Esse átomo de carbono tem número de massa 14 mas, no entanto, contém os mesmos 6 prótons (todo carbono tem 6 prótons), ou seja, o carbono-14 tem dois nêutrons a mais.

Para servir como um último exemplo: $^1_1\mathrm{H}$ é um átomo comum de hidrogênio. Como o número de massa é 1, esse átomo contém apenas uma partícula em seu núcleo, e essa única partícula é um próton; já o elemento $^2_1\mathrm{H}$ é o deutério, com número de massa 2, contendo duas partículas no núcleo: um próton e um nêutron; o elemento $^3_1\mathrm{H}$ é o trítio, isótopo radioativo do hidrogênio contendo um próton, as duas partículas restantes são 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 está fundindo hidrogênio em hélio ela é classificada como estrela da sequência principal, se localizando na principal faixa diagonal de estrelas no diagrama de Hertzsprung-Russell. Essa também é a fase em que as estrelas passam a maior parte de suas vidas, transformando hidrogênio em hélio.

A cadeia próton-próton é a principal forma de se fundir núcleos de hidrogênio em estrelas que possuem massa comparável à do Sol. Fazer esses núcleos se fundirem não é uma tarefa fácil, pois exige pressão e temperaturas elevadíssimas para que os prótons superem sua força de repulsão e se fundam — lembre-se, prótons são todos positivos e partículas de cargas iguais se repelem devido às forças elétricas envolvidas.

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

Como podemos ver, na ilustração ou nas fórmulas a seguir, os núcleos de hidrogênio não se fundem em hélio-4 diretamente. Quando falamos “fundir hidrogênio em hélio” não significa uma única reação mágica, mas toda essa cadeia de reações nucleares que resulta no hélio.

Em notação química, a primeira parte da sequência de reações da cadeia próton-próton 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. $^2_1\mathrm{H} + ^1_1\mathrm{H} \rightarrow ^3_2\mathrm{He} + \gamma$

Toda essa sequência (já vou explicar a sopa de letrinhas daqui a pouco) leva bilhões de anos para se completar. O fato de o Sol estar brilhando nesse exato momento é devido a várias dessas reações acontecendo, convertendo matéria em energia. A partir disso, a reação pode seguir por três caminhos diferentes, cujas reações podem produzir átomos de lítio, boro ou berílio, dependendo da temperatura do núcleo da estrela. No entanto, vamos abordar apenas um desses caminhos, chamado de próton-próton ramo I, a reação mais abundante em estrelas similares ao nosso Sol e que produz hélio.

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

Descrevendo de uma forma mais clara cada uma das reações, o que acontece é: no passo 1, dois prótons livres se fundem. Um dos prótons sofre decaimento e se transforma em um nêutron, formando um isótopo do hidrogênio, o deutério, que pode ser representado pela letra D. Agora há um próton e um nêutron nesse único núcleo. Quando esse decaimento acontece, um pósitron ($e^+$) e um neutrino ($\nu_e$) são liberados — o pósitron é a partícula de antimatéria do elétron.

No passo 2, quando o pósitron liberado colide com um elétron ($e^-$), ambos são aniquilados. O resultado é a emissão de energia pura, na forma de dois fótons de raios gama ($\gamma$). A enorme quantidade de 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 mais um próton para criar o isótopo mais leve do hélio, o hélio-3, liberando mais um fóton de raios gama como resultado. Essa reação é muito rápida, estima-se que o deutério tenha uma vida de apenas um segundo antes de se fundir com um próton e formar hélio-3.

Por fim, existem mais três reações possíveis, mas a que enfatizamos no passo 4 é quando dois isótopos instáveis de hélio-3 se fundem para formar um átomo estável de hélio-4 e mais dois prótons livres.

Cerca de 99% da energia emitida pelo Sol vem de reações próton-próton. O restante é emitido por um outro tipo de reação chamado ciclo CNO.

Ciclo CNO

Em estrelas da sequência principal com massa superior a 1,3 massas solares, ou seja, em estrelas mais quentes, o hélio é produzido majoritariamente por um segundo tipo de reação, o ciclo CNO (carbono-nitrogênio-oxigênio). Seja devido à sua grande massa, seja pela evolução natural da estrela, quando a temperatura interna no núcleo atinge 17 milhões de Kelvin, o ciclo CNO se torna dominante na produção de hélio.

Ao contrário da reação próton-próton, que consome toda sua matéria em uma sequência direta, o ciclo CNO é um ciclo catalítico. No ciclo CNO, os quatro prótons adicionados durante o ciclo são como se fossem reagentes, que se fundem com núcleos de carbono, nitrogênio e oxigênio, que funcionam como catalisadores, cada um deles sendo consumido e depois sintetizado novamente. O produto final é um núcleo de hélio-4.

O ciclo de reações é notado da seguinte forma:

  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. $^{15}_7\mathrm{N} + ^1_1\mathrm{H} \rightarrow ^{12}_6\mathrm{C} + ^4_2\mathrm{He}$

Em seguida o ciclo recomeça com o átomo de carbono resultante. Mas vamos descrever melhor o que cada uma dessas etapas significa. Veja a descrição passo-a-passo abaixo e acompanhe as fórmulas acima para melhor compreensão.

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 próton em um núcleo de carbono, formando um isótopo instável de nitrogênio-13 e raios gama. No passo 2, esse isótopo de nitrogênio decai em um átomo de carbono-13, liberando um pósitron e um neutrino. No próximo passo, o núcleo de carbono-13 adquire mais um próton para formar um átomo estável de nitrogênio, e emitindo mais raios gama no processo. No passo 4, esse átomo de nitrogênio se funde com outro próton, formando um isótopo instável de oxigênio-15 e liberando mais raios gama. No passo 5, o decaimento beta transforma o isótopo de oxigênio-15 em um átomo de nitrogênio, emitindo um pósitron e um neutrino no processo. Na última etapa, esse isótopo de nitrogênio adquire um último próton para gerar um núcleo de carbono e o produto final: o núcleo de hélio — também conhecido como partícula alfa. O ciclo CNO então recomeça com o carbono resultante.

Basicamente, todo o ciclo de transformações que vimos acima pode ser 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 em estrelas muito quentes, que produzem flúor e neônio, mas a complexidade deste capítulo (que já tem um nível alto) iria aumentar muito, portanto deixaremos para uma oportunidade futura.

Processo triplo-alfa

Uma vez que todo o hidrogênio no núcleo da estrela é consumido em hélio inerte (ou seja, hélio que não está sofrendo fusão), a estrela começa a colapsar pois não há mais energia suficiente sendo produzida para contrabalancear a força gravitacional. Quando a estrela se contrai, a pressão aumenta e a temperatura no núcleo de hélio também aumenta. Quando a temperatura desse núcleo atinge 100 milhões de Kelvin a fusão do hélio começa a acontecer, produzindo carbono pela reação triplo-alfa. No diagrama H-R, a estrela começa a migrar para o ramo das estrelas gigantes e supergigantes.

O processo triplo-alfa consome três núcleos de hélio-4 para produzir carbono. O processo é bem simples 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 núcleos de hélio, chamados de partículas alfa, se funde para formar um núcleo de berílio que, na reação seguinte, se funde com um outro núcleo de hélio para produzir carbono e liberar energia na forma de um par de fótons de raios gama.

Se a estrela for como o nosso Sol a reação termina por aí. Nossa estrela não tem massa suficiente para seguir adiante e morre, se transformando em uma pitoresca nebulosa planetária. Mas se estamos falando de uma estrela de grande massa, a medida que vão envelhecendo o contínuo aumento de temperatura faz com que uma parte do carbono possa continuar a ser acrescida de núcleos de hélio, formando outros núcleos atômicos cada vez maiores — ou seja, elementos cada vez mais pesados — em subsequentes reações alfa, tal como a combinação de carbono + hélio produzir oxigênio:

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

Com mais aumento de temperatura no interior da estrela, a partir da combinação de oxigênio + hélio, a estrela produz neônio:

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

E a partir do neônio, acrescentar mais núcleos de hélio para produzir magnésio, silício, enxofre, argônio, cálcio, e assim por diante, em contínuos acréscimos de partículas alfa até chegar no elemento mais pesado, o níquel-56, que se decairá em um núcleo atômico de ferro. A temperatura necessária para se disparar a fase final da fusão do silício é de incríveis 2,7 a 3,5 bilhões de Kelvin.

Existem outros processos nucleares que criam núcleos atômicos de número ímpar, como o fósforo e o potássio, mas, novamente, o capítulo ficaria bem maior.

É bem interessante o fato que leva cerca de 100 mil anos para o carbono se consumir em oxigênio, apenas 10 mil anos para o oxigênio produzir silício e apenas alguns dias para o silício se consumir em ferro. O ferro não pode mais ser fundido pois a energia liberada no processo é menor do que a energia necessária para realizar a fusão — o que na física chamamos de reação endotérmica —, então o núcleo da estrela se torna totalmente inerte. Com isso, a estrela chega ao fim da sua vida como uma supernova do tipo II.

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 Universidade Federal de Santa Catarina (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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