Processo de queima de carbono - Carbon-burning process
O processo de queima de carbono ou fusão de carbono é um conjunto de reações de fusão nuclear que ocorrem nos núcleos de estrelas massivas (pelo menos 8 no nascimento) que combinam o carbono em outros elementos. Requer altas temperaturas (> 5 × 10 8 K ou 50 keV ) e densidades (> 3 × 10 9 kg / m 3 ).
Esses números de temperatura e densidade são apenas um guia. Estrelas mais massivas queimam seu combustível nuclear mais rapidamente, uma vez que precisam compensar forças gravitacionais maiores para permanecer em equilíbrio hidrostático (aproximado) . Isso geralmente significa temperaturas mais altas, embora densidades mais baixas, do que para estrelas menos massivas. Para obter os números corretos para uma massa específica e um determinado estágio de evolução, é necessário usar um modelo estelar numérico calculado com algoritmos de computador. Esses modelos são continuamente refinados com base em experimentos de física nuclear (que medem as taxas de reação nuclear) e observações astronômicas (que incluem observação direta de perda de massa, detecção de produtos nucleares a partir de observações de espectro após o desenvolvimento de zonas de convecção da superfície para regiões de queima de fusão - conhecidos como eventos de dragagem - e assim trazem produtos nucleares à superfície e muitas outras observações relevantes para modelos).
Reações de fusão
As principais reações são:
12
6C
+ 12
6C
→ 20
10Ne
+ 4
2Ele
+ 4,617 MeV 12
6C
+ 12
6C
→ 23
11N / D
+ 1
1H
+ 2.241 MeV 12
6C
+ 12
6C
→ 23
12Mg
+ 1 n - 2,599 MeV Alternativamente: 12
6C
+ 12
6C
→ 24
12Mg
+
γ
+ 13,933 MeV 12
6C
+ 12
6C
→ 16
8O
+ 2 4
2Ele
- 0,113 MeV
Produtos de reação
Essa sequência de reações pode ser entendida pensando nos dois núcleos de carbono em interação como se juntando para formar um estado excitado do núcleo de 24 mg, que então decai em uma das cinco maneiras listadas acima. As duas primeiras reações são fortemente exotérmicas, conforme indicado pelas grandes energias positivas liberadas, e são os resultados mais frequentes da interação. A terceira reação é fortemente endotérmica, conforme indicado pela grande energia negativa indicando que a energia é absorvida em vez de emitida. Isso torna muito menos provável, mas ainda possível no ambiente de alta energia da queima de carbono. Mas a produção de alguns nêutrons por essa reação é importante, uma vez que esses nêutrons podem se combinar com núcleos pesados, presentes em pequenas quantidades na maioria das estrelas, para formar isótopos ainda mais pesados no processo s .
Pode-se esperar que a quarta reação seja a mais comum de sua grande liberação de energia, mas na verdade é extremamente improvável porque prossegue por meio de interação eletromagnética, pois produz um fóton de raios gama, em vez de utilizar a força forte entre os núcleos como o duas primeiras reações. Os núcleos parecem muito maiores uns para os outros do que para os fótons desta energia. No entanto, o 24 Mg produzido nesta reação é o único magnésio que resta no núcleo quando o processo de queima do carbono termina, pois 23 Mg é radioativo.
A última reação também é muito improvável, pois envolve três produtos de reação, além de ser endotérmica - pense na reação ocorrendo ao contrário, exigiria que todos os três produtos convergissem ao mesmo tempo, o que é menos provável do que dois corpos interações.
Os prótons produzidos pela segunda reação podem participar da reação em cadeia próton-próton , ou do ciclo CNO , mas também podem ser capturados por 23 Na para formar 20 Ne mais um núcleo de 4 He. Na verdade, uma fração significativa do 23 Na produzido pela segunda reação é usada dessa forma. Em estrelas entre 9 e 11 massas solares , o oxigênio (O-16) já produzido pela fusão do hélio no estágio anterior da evolução estelar consegue sobreviver ao processo de queima de carbono muito bem, apesar de parte dele ser consumido pela captura de He- 4 núcleos. Portanto, o resultado final da queima de carbono é uma mistura principalmente de oxigênio, néon, sódio e magnésio.
O fato de a soma massa-energia dos dois núcleos de carbono ser semelhante ao estado excitado do núcleo de magnésio é conhecido como 'ressonância'. Sem essa ressonância, a queima de carbono só ocorreria em temperaturas cem vezes mais altas. A investigação experimental e teórica de tais ressonâncias ainda é um assunto de pesquisa. Uma ressonância semelhante aumenta a probabilidade do processo triplo alfa , que é responsável pela produção original de carbono.
Perdas de neutrino
As perdas de neutrinos passam a ser um fator preponderante nos processos de fusão de estrelas nas temperaturas e densidades de queima de carbono. Embora as reações principais não envolvam neutrinos, as reações colaterais, como a reação em cadeia próton-próton , envolvem . Mas a principal fonte de neutrinos nessas altas temperaturas envolve um processo da teoria quântica conhecido como produção de pares . Um raio gama de alta energia que tem uma energia maior do que a massa de repouso de dois elétrons ( equivalência massa-energia ) pode interagir com os campos eletromagnéticos dos núcleos atômicos da estrela e se tornar uma partícula e um par de antipartículas de um elétron e pósitron .
Normalmente, o pósitron se aniquila rapidamente com outro elétron, produzindo dois fótons, e esse processo pode ser ignorado com segurança em temperaturas mais baixas. Mas cerca de 1 em cada 10 produções de 19 pares terminam com uma interação fraca do elétron e pósitron, que os substitui por um par de neutrino e anti-neutrino. Como se movem virtualmente na velocidade da luz e interagem muito fracamente com a matéria, essas partículas de neutrino geralmente escapam da estrela sem interagir, levando embora sua massa-energia. Esta perda de energia é comparável à produção de energia da fusão do carbono.
As perdas de neutrinos, por este e outros processos semelhantes, desempenham um papel cada vez mais importante na evolução das estrelas mais massivas. Eles forçam a estrela a queimar seu combustível a uma temperatura mais alta para compensá-los. Os processos de fusão são muito sensíveis à temperatura, de modo que a estrela pode produzir mais energia para reter o equilíbrio hidrostático , ao custo de queimar sucessivos combustíveis nucleares cada vez mais rapidamente. A fusão produz menos energia por unidade de massa à medida que os núcleos do combustível ficam mais pesados e o núcleo da estrela se contrai e aquece ao mudar de um combustível para o outro, de modo que ambos os processos também reduzem significativamente a vida útil de cada combustível de queima de fusão sucessiva.
Até o estágio de queima de hélio, as perdas de neutrino são insignificantes. Mas a partir do estágio de queima de carbono em diante, a redução na vida útil estelar devido à perda de energia na forma de neutrinos corresponde aproximadamente ao aumento da produção de energia devido à mudança de combustível e à contração do núcleo. Em sucessivas mudanças de combustível nas estrelas mais massivas, a redução da vida útil é dominada pelas perdas de neutrinos. Por exemplo, uma estrela de 25 massas solares queima hidrogênio no núcleo por 10 7 anos, hélio por 10 6 anos e carbono por apenas 10 3 anos.
Evolução estelar
Durante a fusão do hélio , as estrelas constroem um núcleo inerte rico em carbono e oxigênio. O núcleo inerte eventualmente atinge massa suficiente para colapsar devido à gravitação, enquanto a queima de hélio se move gradualmente para fora. Esta diminuição no volume do núcleo inerte aumenta a temperatura até a temperatura de ignição do carbono. Isso aumentará a temperatura ao redor do núcleo e permitirá que o hélio queime em uma camada ao redor do núcleo. Do lado de fora está outra cápsula queimando hidrogênio. A queima de carbono resultante fornece energia do núcleo para restaurar o equilíbrio mecânico da estrela . No entanto, o saldo é de curta duração; em uma estrela de 25 massas solares, o processo consumirá a maior parte do carbono do núcleo em apenas 600 anos. A duração deste processo varia significativamente dependendo da massa da estrela.
Estrelas com massas solares abaixo de 8–9 nunca atingem uma temperatura central alta o suficiente para queimar carbono, ao invés disso, acabam com suas vidas como anãs brancas de carbono-oxigênio depois que os flashes de hélio expelem suavemente o envelope externo em uma nebulosa planetária .
Em estrelas com massas entre 8 e 12 massas solares, o núcleo de carbono-oxigênio está em condições degeneradas e a ignição do carbono ocorre em um flash de carbono , que dura apenas milissegundos e interrompe o núcleo estelar. Nos estágios finais dessa queima nuclear, eles desenvolvem um grande vento estelar, que rapidamente ejeta o envelope externo em uma nebulosa planetária, deixando para trás um núcleo anão branco O-Ne-Na-Mg de cerca de 1,1 massas solares. O núcleo nunca atinge uma temperatura alta o suficiente para uma fusão posterior de elementos mais pesados que o carbono.
Estrelas com mais de 12 massas solares começam a queima de carbono em um núcleo não degenerado e, após a exaustão do carbono, prossiga com o processo de queima de neon, uma vez que a contração do núcleo inerte (O, Ne, Na, Mg) aumenta a temperatura o suficiente.
Veja também
- Processo alfa
- Detonação de carbono
- Ciclo CNO
- Processo de queima de néon
- Reação em cadeia próton-próton
- Processo triplo alfa