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IV Escola Avançada de Energia Nuclear Teoria e aplicações das ciências nucleares

27 de junho a 02 de julho de 2011 Instituto de Pesquisas Energéticas e Nucleares – IPEN-CNEN/SP

De que é feito o Universo?

Como o Universo chegou a ser o que é hoje?

Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção

Na tentativa de obter estas respostas muitos progressos foram feitos nas diferentes áreas do conhecimento

Exemplo:construção e domínio de tecnologia de aceleradores para possibilitar o conhecimento da matéria e para testar os limites das teorias propostas na Física de Partículas para explicar a origem do Universo.

Trata-se investimentos financeiros tão altos quanto as velocidades que pretendem-se chegar.... (370 milhões de euros no LHC - Large Hadron Collider - LHC)

objetivo é obter dados sobre colisões de feixes de partículas (7TeV por partícula). O laboratório localiza-se em um túnel de 27 km de circunferência e 175 m abaixo do nível do solo na fronteira da França e Suiça.


A descobertas de novas partículas

1930: o átomo – prótons, elétrons e neutrons

Teoria Quântica explicava a estrutura do átomo e o decaimento alfa.

A existência do neutrino (Fermi usou para explicar o decaimento beta) já tinha sido postulado – a observação do neutrino constitui num problema atual da Física.

Descoberta de novas partículas no final da década de trinta: múon (m), píon (p), Káon (k), sigma (S)...meias vidas variando de 10-6 e 10-23s

Raios Cósmicos : prótons de altissima energia que vem do espaço e colidem com átomos da atmosfera terrestre


Classificação das partículas

Exemplo:

1. Spin – momento angular intrínseco das partículas

onde s é o número quântico de spin

Valores inteiros (0,1,...) => bósons (fótons - s=1)

Valores semi-inteiros (1/2,3/2....)=>férmions (elétrons, prótons e neutrons - s=1/2)


sL

Classificação das partículas

Exemplo:

2. Forças – tipos de forças que atuam sobre a partícula e contribui para a sua integridade

Força Forte: hádrons (prótons e neutrons)

Exemplo: força eletromagnética

Força Fraca: léptons (elétrons e neutrinos)

Exemplo: força gravitacional no nível subatômico.

Hádrons são bósons => mésons (pions)

Hádrons são férmions => bárions (prótons)


Partículas e Antipartículas

1928: Dirac previu que o elétron possui sua antipartícula, ou seja, elétron positivo (pósitron).

Descoberta: 1932

Quando uma partícula encontra sua antipartícula ocorre a aniquilamento das duas:


)02,1( MeVQee

Partículas e Anti-Partículas

1929: Edwin P. Hubble estabeleceu uma expressão entre a velocidade v de afastamento de uma galáxia e a distância r da galáxia em relação ao observador conhecida como a lei de Hubble:

onde H é a constante de Hubble

Valor ainda impreciso

devido o método de medida.


Hrv

HzHHz 1919 10261019

Radiação de Fundo em Microondas

1965: Arno Penzias e Robert Wilson (radioastronomos do Laboratórios da AT&Bell) – testando um receptor de microondas (antena) usado em pesquisas de telecomunicações descobriram a radiação cósmica de fundo.

Comportamento: radiação de corpo negro (T=2,7K)

Premio Nobel: 1978


Toda a matéria e energia estavam concentrados num único ponto a uma temperatura altissima;

Expansão abrupta e rápida dessa energia, com queda de temperatura;

Transformação de energia em matéria (massa);

Formação das primeiras partículas: plasma de quark-glúons.


O Big Bang

Gamow – previu em 1965 a radiação cósmica de fundo

Expansão do Universo – constatação de Hubble

O Big Bang representa o início do espaço-tempo;

A formação de fótons, mésons e bárions

Aniquilação de quarks (componentes básicos da matéria) e antiquarks;

Formação de energia eletromagnética (fótons);

Sob a ação de glúons (força nuclear forte), os quarks começam a se juntar, formando hádrons:

• Dois quarks: mésons

• Três quarks: bárions

up,up,down: próton

up,down,down:nêutron



1ms após o Big Bang: esgotam os quarks livres

• Composição do Universo:

Prótons

Nêutrons

Radiação eletromagnética (fótons)

• Força Nuclear Fraca


nep

pen


1s após o Big Bang: temperatura muito baixa para prótons serem convertidos em nêutrons

• Presença de elétrons e neutrinos no Universo.

• Quantidade de prótons muito maior que a quantidade de nêutrons

10s após o Big Bang: prótons e nêutrons juntam-se para formar os núcleos


Litionp

alfapartículaHélionp

Trítionp

Deutérionp

Hidrogêniop

33

)(22

2

Universo Opaco

3min após o Big Bang: cessam as fusões nucleares

Universo constituído por:

75% de núcleos de hidrogênio

Quase 25% de núcleos de Hélio

Quantidades quase que desprezíveis de outros núcleos

Elétrons, neutrinos e núcleos forma uma barreira que confina as ondas eletromagnéticas


A outra previsão notável do Big Bang é a relação entre o hélio (He) e o hidrogénio (H) existentes no universo, e a nucleosíntese cósmica dos outros elementos leves.


A abundância prevista para o deutério,

hélio e lítio depende da densidade de

massa-energia de matéria ordinária no

universo primitivo.

Universo Transparente

380.000 anos após o Big Bang: temperatura cai abaixo dos 3000K;

A força eletromagnética passa a ser dominante: núcleos capturam elétrons e formam-se os primeiros átomos

A barreira que confinava a radiação é rompida: o Universo torna-se transparente

A radiação eletromagnética expande-se e preenche todo o Universo, constituindo a radiação cósmica de fundo ( hoje: T=2,7K com l=1mm)


Estrutura no Universo

200 milhões de anos após o Big Bang: a força gravitacional torna-se importante

Formação das galáxias

Universo passa a ter a estrutura que conhecemos


• Cálculos e Previsões Teóricas : Modelos Cosmológicos;

• Medidas Experimentais: seções de choque, meias-vidas, anisótropias, etc.;

• Medidas Observacionais: planetas, estrelas, meio-interestelar;

• Associação e Confrontação das Medidas Experimentais e Observacionais com os Modelos Teóricos.

IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção

Big-Bang

densidade

alta

temperatura

elevada

não existia

tempo e espaço

T~ - 270,4oC

~15 bilhões de anos

Após a Explosão

sopa de energia resfriamento

e expansão gravidade e átomos

de hidrogênio estrelas e galáxias

surgimento

de matéria


Medidas de flutuações da temperatura da ordem de 10-5 K

WMAP = Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

Medidas recentes (2003) e altamente precisas da anisotropia (flutuações de temperatura) da CMBR

• Radiação Cósmica de Fundo (T=2,7K) proveniente da transformação de massa em energia radiante, um resíduo do Big-Bang que deu origem ao Universo (detectada em 1965 por Penzias & Wilson e prevista por G. Gamow em 1948)


Conversão de protons para neutrons

deutério

Com a diminuição da temperatura do Universo tornou-se possível a formação do deuteron

reação # 1 :

reação # 2 :

Big

Bang

Tuniverso

tempo

Plasma de

Quark-gluon

>1012K

10-6s

Formação de

proton-neutron

>1012K

10-4s

Formação de

nucleos leves

>109K

3min

Formação de

Átomos neutros

4000K

400000 anos

Formação de

estrelas

50K-3K

3.108anos

Dispersão de

elementos massivos

<50K-3K

>3.108anos

Formação de

estrelas

3K

14.109anos

Com a formação de deuterons iniciou-se formação de elementos mais pesados deutério

hélio-3

hélio-4

hélio-4

hidrogênio-3

(tritio)

deutério


Formação dos elementos leves em função da temperatura


Abundâncias previstas para os isótopos produzidos

pela nucleossíntese primordial, em função da razão

de bárions e fótons (h=rb/rg)


Tabela de Isótopos (1996) Z=0-50

300 núcleos estáveis

3000 núcleos instáveis


Processos Estelares


Processos Estelares

• Primeiro estágio: Ciclo Proton-Proton

– lembre-se que o Universo é basicamente

populado por prótons (75%)


• O aumento de energia devido a esses

processos faz a estrela expandir,

tornando-se uma Gigante Vermelha

Processos Estelares


Processos Estelares

• Segundo estágio: Fusão tripla de 4He e

Ciclo CNO


Processos Estelares

• Se a massa da estrela é grande, o

Carbono pode fundir em outros

elementos, sempre gerando mais energia

(processo exotérmico)

Processos Estelares • Todos esses processos são reações

nucleares e portanto precisamos

conhecer muito bem essas reações para

saber se entendemos o que ocorre no

interior de uma estrela

Processos Estelares

• A fusão do Ferro é

endotérmica (absorve

energia), que causará o

colapso da estrela;

• Esta irá “ricochetear”,

culminando em uma

grande explosão: uma

Supernova


Processos Violentos no

Universo



Universo • Por que esses

processos violentos

são especiais?

• As altas

temperaturas

permitem a formação

de elementos mais

pesados...



Universo • Estes processos

ocorrem muito

rapidamente e

envolvem reações

nucleares complexas

que são a chave para

se entender a

formação de elementos

mais pesados.


Como estudar tudo isso

experimentalmente?

• Estudando as

reações nucleares e a

física envolvida

nessas reações de

interesse através de

aceleradores de

partículas.


Criando estrelas...

• Quais são as dificuldades em se

reproduzir as reações nucleares que

ocorrem no cosmo?

• Elas são reações muito raras devido às

baixas energias envolvidas na colisão;


Pico de Gamow


Nucleossíntese não homogênea

Várias reações com Q positivos envolvendo núcleos não estáveis (exóticos) IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção

Drip-line de prótons

Drip-line de neutrons (núcleos instáveis por decaimento de neutrons)


Interior de uma estrela

(equilíbrio hidrostático)

partículas com as Ec mais baixas são

queimadas mais rapidamente

esgotamento destas partículas

contração gravitacional a temperatura diminui

Big

Bang

Tuniverso

tempo

Plasma de

Quark-gluon

>1012K

10-6s

Formação de

proton-neutron

>1012K

10-4s

Formação de

nucleos leves

>109K

3min

Formação de

Átomos neutros

4000K

400000 anos

Formação de

estrelas

50K-3K

3.108anos

Dispersão de

elementos massivos

<50K-3K

>3.108anos

Formação de

estrelas

3K

14.109anos

Queima do H

Formação de 4He

Cadeia p-p

T~107K, M ~ MSol

Ciclo CNO

T~2.107K, M >MSol

energia,

pósitrons

e neutrinos

transforma H em He

na presença de 12C,

Formação de 14N e 16O

Processo de queima de He e

elementos mais pesados

Queima de H ocorre até que

esse combustível se esgote na região

central quente da estrela, colapsando-a

captura de neutrons

em que o fluxo de neutrons

disponível não é muito alto

56Fe captura neutrons

formando Co, Ni, Cu,

Zn, etc, indo até 209Bi (Z=83)

estágios finais de evolução de estrelas

de massa intermediária, na fase de

gigantes frias,na fase de queima hidrostática

Processo– s

(escalas de tempo longas

com relação ao decaimento b)

Processo– r

(captura de neutrons

segue o decaimento b)

eventos explosivos energéticos

(explosão de supernovas

de tipo II)

Eu, Dy e Sm são

produzidos

somente no processo-r

Processo-p

captura direta

de protons

elementos mais pesados

que o Fe podem ser produzidos

se a temperatura

for suficientemente alta

Trocas de conhecimentos entre diversas áreas (física, geología, química, biologia, engenharia, etc.)

Construção e desenvolvimento de instrumentos e equipamentos para novos experimentos

Elaboração de métodos científicos para a simulações e cálculos

Estudos dos efeitos dos meteóritos e da luz ultravioleta nas superfícies planetárias e na vida

Investigação de processos que podem ter lugar na superfície ou no interior de corpos planetários

Estudos de processos bioquímicos que poderiam estar presentes em momentos mais remotos da vida

Estudos da evolução microbiana

Estudos de ecologia molecular

Estudos relacionados a extremofilia

Estudos das relações entre as atividades metabólica dos

microorganismos e o ambiente em elas acontecem

Por exemplo:

Chips de DNA para a análise de diferenças na expressão genética

Desenvolvimento de novas tecnologias e métodos ligados a bioinformática

Por exemplo:

Programas de análise eficaz e ordenada de sistemas celulares

(Adotando a perpectiva evolucionista com o objetivo de identificar padrões

de complexidade e auto-organização dos sistemas celulares

Estudo da evolução do Universo

Por exemplo :

Estudos do meio-interestelar

(revela a existência de moléculas orgânicas em locais diferentes

do Universo – água e aminoácidos)

Estudos de nucleossíntese dos elementos químicos em estrelas e sua

formação no Universo primordial

Estudos de núcleos exóticos e mecânismos de reações

Estudos das propriedades bioquímicas de seres

capazes de viver em condições não comuns

(extremas) da biosfera


Local: diferentes partes do Universo

Matéria-prima : meteóritos primitivo

cometas

planetas gigantes

satélites dos planetas gigantes (ex: Europa)

espaço interplanetário

Órbita estável de Júpiter

Presença do Sol e da Lua

Megaimpactos de cometas e asteróides e as extinções em massa

Tectónica de Placas

Quantidade ideal de água

Posição correta do planeta, não apenas no sistema solar,

mas na Galáxia


Raios – emitidos pelo 26Al

(t1/2~milhões de anos)

Existência do Tecnécio (Z=43)

no Universo e não na Terra

Não existe elemento estável

com Z=5 e Z=8


Busca de ressonâncias em núcleos leves

Cálculos e determinação experimental de meias vida dos elementos

químicos presentes no Universo primordial e nas estrelas

Determinação das taxas de reações (parâmetros em modelos

cosmológicos) para núcleos leves

Estudo de mecânismos presentes na nucleossíntese primordial e estelar

Big Bang não homogêneo : reações de produção e destruição de neutrons

(núcleos exóticos) para a determinação de seção de choque


• H, He e Li praticamente todos os elementos

presentes na Terra se originaram nas estrelas.


• nucleossíntese primordial (Big-Bang)

• nucleossíntese estelar (Estrelas)

• nucleossíntese explosiva (Nova e Supernova)

• nucleossíntese no meio intergalático

• Fontes de formação (síntese) dos elementos


A resposta procurada tanto por cientistas quanto por filósofos

• 1927 - G. Lemaître o universo teria

começado como um ponto infinitamente

pequeno, num tempo zero, com a matéria

primordial num estado hiperdenso.

• 1929 - Termos observacionais E. Hubble mediu as

velocidades radiais das galáxias em relação à Terra

(Efeito Doppler) galáxias se afastam com

velocidades proporcionais às suas distâncias!

• 1948 - G. Gamow lançou a hipótese de que o

universo teria tido origem a partir de uma

explosão, que ejetou a matéria primordial quente

para todas as direções.

F. Hoyle


• T aumenta barreiras coulombianas mais altas podem ser

vencidas elementos mais pesados (C, Si e O) podem ser

queimados sintetizando elementos pesados até o Fe.

• Elementos mais pesados = entendida através dos processos de

captura de nêutron e de próton.

• Meio estelar = fluxo de nêutrons livres liberados principalmente

por reações de fusão 18O

• Elementos mais pesados = formados por exposição de núcleos

leves a um fluxo de nêutrons.


• Núcleo pesado (Z,N) pode capturar nêutrons

(Z,N) + n → (Z,N+1) +

• Encontramos nas estrelas duas escalas de tempo

(comparadas com o decaimento-b): captura lenta

(processo s) e captura rápida (processo r)

• Se (Z,N+1) for estável contra do decaimento-b: pode

“ficar à espera” para capturar um nêutron

aumentando o valor de N mantendo o mesmo Z

• Se (Z,N+1) for instável: competição entre decaimento

beta e a captura de nêutron no sentido de que o

núcleo segue o processo mais rápido.

Fluxo de nêutrons

105 nêutrons/cm2s

Fluxo de nêutrons

1022-26

nêutrons/cm2s

• Estrelas com T < 2x107K (Sol) ocorre cadeia-pp

• Estrelas T maior (M >1,5MO) domina o ciclo CNO

• fusão de 4 núcleos de H para formar um núcleo de He essa

conversão se dá em ciclos

• A maior parte da energia nuclear das estrelas resulta da fusão

de hidrogénio para dar núcleos de He

• 1938: H. Bethe demonstrou que as reações de

fusão próton-próton podem explicar a origem da

energia irradiada pelo Sol

• Estrela: formada incialmente de núcleos de H. A primeira fase da

evolução é quando ela ainda está queimando o H.


• Esta reação ocorre de diferentes maneiras que

originam três ramos PP diferentes.

• Combinando-se todas as equações de toda a

cadeia PP, encontra-se que seis prótons

eventualmente produzem um núcleo de hélio,

dois pósitrons, dois neutrinos e dois raios

gamma, além de dois prótons produzidos

também.


PP I

PP II PP III

86% 14%

99,89% 0.11%

• Resumo dos três ramos da cadeia PP, juntamente com as

probabilidades de ocorrência de cada um deles para uma estrela

tipo solar. (Note que a importância relativa de cada ramo depende

das condições no interior estelar, as quais irão alterar as

probabilidades de cada ramo).


Energia liberada Diferença de massa entre os

núcleos iniciais e os produtos de

reação

• Independentemente do caminho seguido, verifica-se

sempre:

• O que varia entre os diferentes caminhos é a energia

transmitida aos neutrinos. Por exemplo:

E() = 0.26 MeV

E() = 7.2MeV IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção

• Detector Super-

Kamiokande

(no Japão)

• Evidência importante de que seria esse o mecanismo envolvido na produção de

energia do sol seria a observação desses neutrinos solares aqui na Terra.

• Neutrinos partículas com carga neutra e rápidos atravessam a extensão do

sol quase que sem nenhuma interação chegando até a Terra.

Fator-S elimina o

efeito da barreira

Colombiana :

Queda exponencial a baixas energias devido barreira Coulombiana

S(E) = (E) E e2


II EAEN (2009) – Profa. Dra. Marlete Assunção

activation

Ressonância no 6Be

PPI

PPII

PPIII

• Proposto por Hans Bethe e Carl Friedrich von

Weizsäcker em 1938

4 prótons sob enormes

pressão e temperatura

ciclo CNO

He, dois raios- ,

dois pósitrons e

dois neutrinos

• O ciclo CNO é outro processo de queima de H.

• queima de 4 H em 1 He libera 26,7MeV por reação

• O resultado final do processo é a fusão do H em He como na cadeia PP,

mas os passos envolvidos nas reações individuais do ciclo CNO são

bastante diferentes.


• O ciclo começa com um núcleo de 12C ao qual 4 prótons serão

sucessivamente adicionados. Em dois dos passos, a adição do

próton é imediatamente seguida por um decaimento beta (com a

emissão de um pósitron e um neutrino). No final do ciclo, um

núcleo de He é emitido e resta um núcleo de 12C.

Entretanto, há uma reação alternativa

para o passo final:

seguida pela série de reações:

12C catalizador

• 12C funciona como catalizador da reação (não é

queimado).

• a contribuição do ciclo CNO para a geração de energia

total no Sol é de 10%.

• Estrelas mais massivas do que o Sol têm temperatura

mais alta ciclo CNO domina.


http://es.wikipedia.org/wiki/Imagen:CNO_Cycle.png

I EAEN (2008) – Profa. Dra. Marlete Assunção

T (106 K)

0 5 10 15 20 25 30

log

[ (

/

X

2) / m

3 W

kg

2]

35

Como a temperatura do núcleo de estrelas massivas é muito mais alta

que para estrelas de baixa massa, o ciclo CNO dominará a produção de

energia em estrelas de alta massa.

A temperaturas baixas,

a energia é produzida

essencialmente

pela cadeia PP

A temperatura está

graficada no eixo

horizontal. O eixo vertical

representa uma

quantidade que mede a

taxa de produção de

energia, graficada em

escala logarítmica.

O ciclo CNO não pode ocorrer em

temperaturas inferiores a ~1.5 x 107Kc

PP T4

Tthreshold

CNO

T19.9

Tthreshold A temperaturas de core intermédias

(estrelas com massa maior que o Sol)

domina o ciclo CNO

• A importância dessas reações de fusão em uma estrela depende

principalmente da temperatura do núcleo da estrela

CombustívelNuclear

Processo Limites de Temperatura Produtos

H cadeia p-p ~ 4 x 106 K HeH ciclo CNO 15 x 106 K HeHe 3 100 x 106 K C, O

C C + C 600 x 106 K O, Ne, Na, MgOSi

O + ODisintegração

1000 x 106 K3000 x 106 K

Mg, S, P, SiCo, Fe, Ni


• (p,) corresponde a reação de captura de próton.

• (e+,) corresponde ao decaimento b.

• (p,) corresponde a captura de um próton com a

liberação de uma partícula .

T9 = 109 K

• As setas indicam as direções em que as reações ocorrem


• A medida que a cadeia PP e o ciclo CNO transformam mais e mais

H em He, deveríamos esperar que dois núcleos de 4He se

fundissem para formar 8Be.

• 8Be tempo de vida de 2,6 x 10-16s!!

• beryllium bottleneck (estrangulamento do Be), instabilidade do 8Be impede que elementos pesados sejam formados após a criação

do núcleo de 4He na cadeia PP ou ciclo CNO.


• Captura rápida de prótons Análogo ao processo-r diferença

fluxo intenso de prótons leva à captura rápida de prótons

(Z,A) + p → (Z+1,A+1) +

• Maneira de explicar a abundância de elementos ricos

em prótons Sugerido por G. Burbidge e

colaboradores

• Sequência que leva à drip line de prótons seguida de

decaimento beta


II EAEN (2009) – Profa. Dra. Marlete Assunção

• 1952: E. Salpeter T > 108 K = o tempo de vida do 8Be muito curto, mas mais longo que o tempo médio

de colisão entre núcleos de 4He.

• Nas temperaturas onde a cadeia PP e o ciclo CNO ocorrem, 8Be

será desintegrado antes que seja envolvido em nova reação de

fusão.

Oxygen-16

Captura tripla de alfa

3 12C + 7.96 eV

• Quando o núcleo de uma estrela tem T > 108 K, há

uma probabilidade não-nula de que o 8Be reaja com 4He para produzir 12C, driblando o estrangulamento do

berílio e iniciando uma série de reações chamadas

processo triplo-alpha.

http://www.phys-astro.sonoma.edu/BruceMedalists/Salpeter/salpeter.jpg

• Mais tarde, Fred Hoyle mostrou que essa

probabilidade é maior que a predição de

Salpeter porque o 12C tem um nível de energia

parecido com energias combinadas dos

núcleos de 8Be e 4He.


• Taxas precisas de reações nucleares são necessárias para uma

detalhada descrição da produção de elementos na nucleossíntese

primordial.

• Exemplo: Síntese do deutério (d)

– formação a partir da fusão p+n (p+n→d+)

– queima d+d→n+3He ou d+d→ +3He ou d+d→ p+3He

• Em outras palavras Abundância = conhecer o balanço entre a

taxa de produção e taxa de consumo

• Essas informações laboratório feixe de uma partícula / alvo de

outra partícula

• Informações obtidas no laboratório → nucleossíntese primordial

Lembrar… os dois ambientes não são exatamente os mesmos

• Elementos no universo ou no centro das estrelas são apenas

núcleos alvos dos mesmos elementos usados no laboratório são

átomos (núcleo e elétrons) IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção

• Correção na medida no laboratório efeito dos elétrons (bindagem

eletrônica)

• Eles blindam as cargas nucleares, aumentando a probabilidade da

fusão e conseqüentemente reduzindo a repulsão de Coulomb.

• O avanço dos estudos em astrofísica nuclear estão focalizados nas

extremidades opostas da escala da energia de reações nucleares:

energias muito altas e muito baixas

• Projéteis com energias de bombardeamento elevadas produzem

matéria nuclear em altas densidades e temperaturas.

• matéria produzida nessas colisões nucleares produz um plasma

do quark-gluon.

• reproduz as condições dos primeiros segundos do universo e

também do núcleo de estrelas de nêutron.

• No extremo oposto da escala de energia estão as reações de baixa

energia, de importância para a evolução estelar

• As reações relevantes são extremamente difíceis de se medir

diretamente no laboratório devido às baixas energias astrofísicas.

• A quantidade de facilidades com feixes radioativos tem crescido muito.

• técnica de fragmentação, com feixes secundários na escala de energia

Elab 100 MeV/nucleon

• Exemplos: GANIL/França, MSU/USA, RIKEN/Japão e GSI/Alemanha

• informações da estrutura nuclear dos núcleos

• Reações que não conseguimos

fazer com núcleos estáveis.


• favorece à formação de elementos pesados.


II IEAEN (2010) – Profa. Dra. Marlete Assunção

• Slow = Captura de nêutrons é mais lenta que o

decaimento b.

• Trajetória = corre ao longo dos isótopos (núcleos com

o mesmo Z) estáveis do núcleo (Z,N) até alcançar um

núcleo instável.

• Decaimento b leva

imediatamente o núcleo

instável para o elemento

estável da mesma família

isobárica.

• Trajetória completa segue

ao longo dos núcleos

colocados sobre a linha de

estabilidade beta tendo por

ponto final o elemento 209Bi.


• Rápido = A captura pode ser mais rápida do que o decaimento b se o meio

estelar apresentar um fluxo de nêutrons intenso

• núcleo (Z,N) captura um nêutron antes que o decaimento b opere o isótopo

resultante captura outro nêutron e assim sucessivamente produzindo núcleos

com N cada vez maiores

• SATURAÇÃO: depois de um

número de capturas o núcleo fica

saturado e não consegue

capturar mais partículas

•

• Espera até que um

decaimento b o leve a um núcleo da

família isobárica (de mesmo A)

• metade de todos núcleos

estáveis observados na natureza

na região A > 60, são produzidos

pelo processo-r.


• Nomenclatura = 1957

– Eleanor Margaret Peachey Burbidge (1919-)

– Geoffrey R. Burbidge (1925-)

– William Alfred Fowler (1911-1995)

– Sr. Fred Hoyle (1915-2001)


• No sol a reação 7Be(p,)8B tem um importante papel na produção de neutrinos de

alta energia.

•

• vêm diretamente do centro do sol e são fontes de informação da estrutura do sol

• neutrino solar

• John Bahcall disse que esta era a reação mais importante na

astrofísica nuclear.

•

• Nosso conhecimento sobre esta reação tem melhorado consideravelmente

devido às facilidades com feixes radioativos.


http://www.sns.ias.edu/~jnb/JohnphotosHtml/pages/John Bahcall (e).html

iv escola avançada de energia nuclear teoria e aplicações das …eaen.ipen.br/fn72011.pdf ·...

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