nucleossíntese estelar e interestelar

Nucleossíntese estelar:

À medida que o Universo foi arrefecendo e expandindo, os átomos formados pela nucleossíntese primordial aglomeraram-se em nuvens de gás (nebulosas).

Devido à força gravitacional, verificou-se a contração das nuvens de gás (nebulosas), originando as protoestrelas.

À medida que a matéria destas protoestrelas se comprime, a temperatura destas vai aumentando. Quando a temperatura atingiu no seu interior cerca de 10 a 15 milhões de kelvin, iniciaram-se as reações nucleares de fusão do hidrogénio.

O interior da estrela chama-se núcleo, onde a temperatura é mais elevada. A energia, libertada da fusão de hidrogénio, propaga-se até à zona exterior. A estrela começa a brilhar.

411H

42He + 2

0+1e + E

Por esta altura a agitação das partículas da estrela originam forças de pressão que tendem a expandi-la, contrariamente às forças gravitacionais que tendem a comprimi-la. À fase em que a estrela se mantém neste equilíbrio chama-se de fase principal da vida de uma estrela.

Quando todo o hidrogénio se transforma em hélio, as forças que contrariam as forças gravitacionais deixam de existir, o núcleo da estrela contrai-se. Nesta fase a temperatura do coração da estrela aumenta de tal modo que permite a fusão do hélio, transformando-o em carbono e oxigénio.

342He

126

C + E

42He +

126

C 168

O + E

A energia libertada na fusão de hélio propaga-se a uma camada fina em volta do núcleo, aumentando a temperatura desta e levando à fusão do hidrogénio aí existente em hélio.

Também essa energia libertada é de tal ordem que faz expandir a camada exterior da estrela, rica em hidrogénio, e onde não ocorre nenhuma reação química.

Essa expansão faz diminuir a temperatura da parte mais superficial da estrela, que assume um aspeto avermelhado: transforma-se numa gigante vermelha.

O que se passa a seguir depende da massa inicial da estrela. Se a sua massa inicial for inferior ou igual a 8 vezes a massa do Sol (M ≤ 8M0), enquanto no núcleo da estrela se finalizam as reações nucleares de produção de carbono e oxigénio, é ejetado um vento rápido de matéria e energia para o involucro exterior, que por sua vez é empurrado para o espaço, formando as nebulosas planetárias.

No coração da estrela esgota-se o hélio e acabam-se as reações de fusão nuclear: a estrela entra em agonia. O núcleo da estrela começa a contrair-se por ação da gravidade, aumentando de temperatura e densidade.

Os núcleos e os eletrões existentes no interior da estrela, muito próximos e muito quentes, exercem uns sobre os outros forças de pressão cada vez maiores. Estas forças de pressão equilibram a força gravitacional. O núcleo da estrela para de se contrair. Forma-se uma anã-branca, que sem combustível nuclear irá arrefecendo, emitindo cada vez menos luz, transformando-se num resíduo estelar frio e sem brilho (Anã castanha).

Para estrelas M ≥ 8M0, quando todo o hélio no coração da estrela é consumido, este contrai-se e reaquece. A energia libertada é suficiente para que o carbono e o oxigénio se fundam, produzindo, respetivamente, néon e magnésio, e silício e enxofre.

Quando estes elementos se esgotarem, o núcleo da estrela volta a contrair-se, tendo início uma nova fase de fusão nuclear, transformando o silício e o enxofre em ferro.

À medida que no coração da estrela se produz fero, as reações nucleares prosseguem nas camadas exteriores, que se expandiram devido à energia propagada a partir do interior – fase de supergigante vermelha.

A energia libertada não é suficiente para que se de a fusão do ferro, as reações nucleares param. A partir desse momento, o coração da estrela (ferro) colapsa rapidamente devido à força da gravidade, libertando grandes quantidades de energia que atingem brutalmente as camadas exteriores, aquecendo-as e empurrando-as pelo espaço, a velocidades elevadas, numa descomunal explosão, formando-se uma supernova.

Devido às elevadas temperaturas, dão-se novas reações nucleares no envelope gasoso, em expansão, onde se produzem os elementos mais pesados, do ferro ao urânio.

Os resultados destes violentos acontecimentos são um resíduo estelar compacto de ferro e um involucro gasoso em expansão rápida, que comprime e penetra o meio interestelar.

O destino deste resíduo depende da sua massa inicial.

Para estrelas 8M0 ¿ M ¿ 25M0, a compressão cada vez maior de resíduo leva a que os núcleos colidam e se desagreguem. Os protões transformam-se em neutrões, dando origem a uma esfera. Atinge-se um equilíbrio entre as forças de pressão dos neutrões e a força de gravidade. O que resta do núcleo da estrela torna-se uma estrela de neutrões ou pulsar.

Para estrelas 8M0 ¿ M ¿ 25M0, o resíduo estelar torna-se ainda mais denso do que o pulsar, um estado de matéria mais condensado, com uma força de gravidade tão elevada que nenhuma força interior a consegue compensar. Desta estrela em agonia nada escapa, nem mesmo a luz. Forma-se um buraco negro.

Nucleossíntese interestelar

Os raios cósmicos- que são protões e/ou eletrões movimentam-se a grande velocidade. Estes protões e eletrões provêm das explosões das supernovas e de outros violentos fenómenos cósmicos.

Estas partículas colidem com elementos existentes no espaço interestelar, dividindo e originando elementos leves, antes inexistentes- o lítio-6 (3

6Li), o berílio e o boro- e completando, assim, a formação dos elementos químicos.

Este processo de génese dos elementos químicos chama-se Nucleossíntese no meio interestelar.

90%

8%

Abundância relativa dos elementos no Universo

HHeRestantes

2%