O hidrogênio é o principal componente do Sol, seguido do hélio que representa 92% e 7,8% da massa da estrela.
Dentro do Sol, ocorre a fusão nuclear entre átomos de hidrogênio que geram outros átomos de hélio e energia na forma de luz e calor, que pode chegar a 15 milhões de graus Celsius. A previsão é que essa reação nuclear continue por 5 bilhões de anos.
Ao acabar o hidrogênio, o núcleo solar deve iniciar a fusão do hélio com metais presentes no núcleo da estrela, transformando o Sol em uma estrela gigante vermelha, que consumirá todo o sistema solar. Esse processo de explosão, se for do tipo Processo-S irá formar Y, Ba, Sr, Zr, La e Ce, já se for um Processo-R formará Eu, Dy e Sm, o Processo-P e o Processo-R formam elementos como Rb, Pr e o Nd. Depois se tornará uma anã branca, resfriando completamente em 1 trilhão de anos.
Como a Matéria é formada
Os elementos químicos que conhecemos tem uma semelhança surpreendente ao sistema solar, estrelas, nebulosas e galáxias. Tão semelhante que chamam de "abundância cósmica", uma distribuição que representa o sistema solar, obtida a partir das medidas da fotosfera solar, do vento solar e de meteoritos.
Os elementos mais abundantes são o hidrogênio (H) e hélio (He) e em proporções menores carbono (C), nitrogênio (N), oxigênio (O), neônio (Ne), magnésio (Mg), silício (Si), enxofre (S) e ferro (⁵⁶Fe).
Estima-se que 73% de toda a amassa do universo visível é constituída de hidrogênio, enquanto 23% de hélio e outros 2% de elementos mais pesados.
Embora haja abundância na semelhança dos elementos em objetos, a composição química não é idêntica. Os elementos foram formados por três grandes classes de processos: i. a nucleossíntese primordial, ii. a nucleossíntese estelar e a iii. nucleossíntese interestelar.
Os elementos mais abundantes são o hidrogênio (H) e hélio (He) e em proporções menores carbono (C), nitrogênio (N), oxigênio (O), neônio (Ne), magnésio (Mg), silício (Si), enxofre (S) e ferro (⁵⁶Fe).
Estima-se que 73% de toda a amassa do universo visível é constituída de hidrogênio, enquanto 23% de hélio e outros 2% de elementos mais pesados.
Embora haja abundância na semelhança dos elementos em objetos, a composição química não é idêntica. Os elementos foram formados por três grandes classes de processos: i. a nucleossíntese primordial, ii. a nucleossíntese estelar e a iii. nucleossíntese interestelar.
Nucleossíntese Primordial
O universo teve inicio com o Big Bang, com elevada temperatura e densidade extremamente alta, havendo apenas partículas elementares (prótons, neutrinos, elétrons, etc) e radiação. Nos primeiros instantes, o universo era dominado pela radiação, com temperaturas maiores que 10¹² K ( com tempo maior que 10⁻⁴ segundos). O modelo padrão, relata que a nucleossíntese ocorre nos primeiros instantes do universo e dependem da razão entre bárions e fótons.
Conforme o universo foi expandindo, a radiação sofreu efeito de diluição, a temperatura abaixou para cerca de 10¹⁰ K, iniciando a nucleossíntese primordial em 100 segundos, com temperatura próxima a 10⁹K, sintetizando ²H (deutério), ³H (trítio), isótopos do hélio (³He, ⁴He) e lítio (⁷Li).
O hélio (⁴He) é formado ou pela fusão do deutério com o trítio ou pela fusão de dois ³He. As principais reações de fusão nucleares que ocorreram nessa fase estão listadas ao lado esquerdo: (👈)
O processo de nucleossíntese primordial é interrompido com a diminuição da temperatura e densidade, após aproximadamente 1000 segundos ( pouco mais de 18 minutos) e formação do ⁷Li.
A formação das estrelas e galáxias levou ao predomínio da matéria sobre a radiação.
A radiação emitida pelo universo está na ordem da emissão de corpo negro. A descoberta da emissão de corpo negro ocorreu em 1964 e é a principal evidencia observada em favor do Big Bang.
A razão entre bárions e fótons estão na ordem de 3.10⁻¹⁰ à 6.10⁻¹⁰.
Conforme o universo foi expandindo, a radiação sofreu efeito de diluição, a temperatura abaixou para cerca de 10¹⁰ K, iniciando a nucleossíntese primordial em 100 segundos, com temperatura próxima a 10⁹K, sintetizando ²H (deutério), ³H (trítio), isótopos do hélio (³He, ⁴He) e lítio (⁷Li).
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| Principais reações da nucleossíntese primordial |
O processo de nucleossíntese primordial é interrompido com a diminuição da temperatura e densidade, após aproximadamente 1000 segundos ( pouco mais de 18 minutos) e formação do ⁷Li.
A formação das estrelas e galáxias levou ao predomínio da matéria sobre a radiação.
A radiação emitida pelo universo está na ordem da emissão de corpo negro. A descoberta da emissão de corpo negro ocorreu em 1964 e é a principal evidencia observada em favor do Big Bang.
A razão entre bárions e fótons estão na ordem de 3.10⁻¹⁰ à 6.10⁻¹⁰.
Nucleossíntese Estelar
Atualmente é possível observar que a formação de elementos químicos ocorrem no interior das estrelas, ou seja, na nucleossíntese estelar, com a fusão nuclear entre elementos ocorre a geração de energia e outro elemento químico. A nucleossíntese estelar pode ser dividida em duas classes: i. nucleossíntese quiescente e ii. nucleossíntese explosiva.
i. Nucleossíntese Quiescente: reações nucleares que ocorrem durante toda a vida da estrela, correspondendo a queima nuclear hidrostática (quando o peso das camadas superiores é equilibrado pela pressão de gases das camadas inferiores). Essa fase dura bilhões de anos;
ii. Nucleossíntese Explosiva: ocorre nos estágios finais das estrelas de grande massa ou estrelas de sistemas binários, em explosões de supernovas. Estrelas isoladas para apresentarem o processo de explosão precisam ter massa superior a 10 vezes a massa do Sol. Em sistemas binários, o processo ocorre em estrelas menos massivas, pois parte da massa de uma estrela é transferida para outra, gerando uma estrela colapsada (com formação de um disco de acréscimo). A formação de elementos mais pesados que o ⁵⁶Fe é pouco frequente;
Queima de Hidrogênio
A queima do hidrogênio (H) é o processo mais simples da nucleossíntese quiescente, ocorre a formação do ⁴He.
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| Reação cadeia próton-próton |
A cadeia próton-próton ocorre quando a energia cinética de cada próton consegue romper a barreira coulombiana de potencial repulsivo existente entre cargas de mesmo sinal. Isso ocorre em estrelas com temperaturas centrais da ordem de 10⁷ K e de baixa massa (está ocorrendo há cerca de 4 bilhões de anos no Sol).
Para cada núcleo de Hélio são necessários quatro prótons, produzindo energia, pósitrons e neutrinos.
O ciclo CNO ocorre em estrelas mais massivas com temperatura superior a 2.10⁷. Para que esse ciclo ocorra, deve ter carbono (C) disponível no interior da estrela e o He é obtido por fusão de hidrogênio (H).
O carbono não foi produzido pela estrela, mas já fazia parte da nuvem interestelar que a originou. No processo CNO é possível formar nitrogênio (¹⁵N) e oxigênio (¹⁶O).
Queima de Hélio e Elementos Pesados
A queima do hidrogênio ocorre até ele se esgote na região central, incapaz de suportar o peso das camadas superiores, levando ao colapso da região central quente.
Então ocorre um novo aquecimento a temperatura superior de 108 K, quando o hélio se funde com outro hélio, formando carbono. As camadas mais externa da estrela se expandem e resfriam, tornando a estrela uma gigante vermelha.
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| Captura de hélio para fusão nuclear |
Dependendo da massa da estrela, é possível que ocorra reações nucleares em múltiplas camadas. Pode ocorrer a queima do hélio em carbono no núcleo, enquanto queima o hidrogênio em hélio na camada adjacente ao núcleo, um pouco mais fria.
Parte do carbono formado também se converte em ¹⁶O em estrelas de massa semelhantes a do Sol até oito vezes maiores que a massa do Sol, geralmente não conseguem formar elementos químicos mais pesados que o ¹⁶O.
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| Queima do Carbono e do Oxigênio |
Estrelas com massa maior que 8 Sóis, as temperaturas centrais são maiores que 10⁹ K, no seu fim evolutivo, há a possibilidade de formar elementos mais pesados, como ¹⁶O, ²⁰Ne, ²⁴Mg, ²⁸Si, ³²S, ³⁶Ar, ⁴⁰Ca e alguns de seus isótopos.
Os nêutrons formados são usados nos processos de nucleossíntese explosiva.
Elementos maiores que o ⁵⁶Fe são formados por reações nucleares endotérmicas, desta forma, a fase quiescente é interrompida.
Processo-S, Processo-R e Processo-P
Os Processo-S, o Processo-R e o Processo-P produzem elementos mais pesados que o ⁵⁶Fe, em núcleos se fundem de fases evolutivas anteriores.
O Processo-S é o processo de captura de nêutrons, que estão disponíveis em um fluxo baixo, como acontece em estrelas de massa intermediária os estágios finais. A captura do nêutron e a liberação de um elétron, o número atômico cresce, e esse ciclo ocorre até que o núcleo do novo átomo fique estável.
Para isso é necessário um núcleo semente, como o ⁵⁶Fe, captura nêutrons em sucessivas reações nucleares, formando outros elementos metálicos, como cobalto (Co), níquel (Ni), cobre (Cu), zinco (Zn), até o bismuto (²⁰⁹₈₃Bi).
O Processo-R gera elementos mais pesados que o Bi, geralmente está associado a eventos explosivos energéticos, caracterizando a nucleossíntese explosiva. Ocorre nas explosões da Supernovas tipo II, com uma estrela de nêutrons remanescente.
O Processo-P ocorre com a captura direta de prótons, em alta temperatura.
A Nucleossíntese Interestelar
O elemento ⁷Li é produzido na nucleossíntese primordial, como o berílio (Be) e boro (B), que são destruídos por reações nucleares que ocorrem nas estrelas. O ⁶Li e o ⁷Li, como o ⁹Be, ¹⁰B e o ¹¹B são produzidos por reações de espalação que ocorrem no meio interestelar ( a nucleossíntese interestelar).
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| Abundância dos elementos no Universo |
A galáxia Via Láctea tem formato de disco, nessa região concentra-se o gás e a poeira interestelar, em que o gás é constituído principalmente de hidrogênio, com uma pequena proporção de elementos mais pesados. A região interestelar é constantemente atravessada por raios cósmicos (prótons, elétrons, núcleos de He e de outros elementos mais pesados acelerados) originários de explosões de supernovas e outros eventos energéticos.
As reações de espalações consistem em fragmentar núcleos pesados que compõem os raios cósmicos pelas colisões com átomos do gás interestelar, ou a fragmentação de átomos pesados interestelares pelas colisões com raios cósmicos leves. De forma geral, a fragmentação (fissão nuclear) não é eficiente para formar núcleos de elementos leves (Li, Be e B).