nucleares e o tempo de ida -...

REAÇÕES NUCLEARES E O TEMPO DE VIDA

DAS ESTRELAS

AS REAÇÕES NUCLEARES E A SUA PRESENÇA NO CICLO DE

VIDA ESTELAR

André Filipe Ferreira, N.º 2444, 12.º B

Orientador: prof. Paulo Campino

Monografia

Ciências e Tecnologias

Química

Lisboa, Maio de 2015

Colégio do Sagrado Coração de Maria - Lisboa | As Reações Nucleares e a sua Presença no

Ciclo de Vida Estelar | i

1. Agradecimentos

Gostaria de agradecer ao professor Paulo Campino e à professora Ana Flor pela orientação

dada no decorrer da realização desta monografia.

Agradeço também ao Colégio do Sagrado Coração de Maria - Lisboa por ter facultado aos

alunos do 12º

ano a possibilidade de redigir uma monografia, permitindo que os alunos tomem

consciência da estrutura e questões formais desta, bem como um alargar do nosso conhecimento no

tema desenvolvido.


Ciclo de Vida Estelar | ii

2. Resumo Analítico

As Reações Nucleares e a sua Presença no Ciclo de Vida Estelar

A presente monografia realizada no âmbito da disciplina de Química tem como objetivos

analisar a presença das reações nucleares nas estrelas, detalhando as consequências destas nos astros

em causa. São primeiramente abordadas as reações nucleares como o decaimento radioativo, as

reações nucleares de fissão e as de fusão. Posteriormente, são descritas algumas características das

estrelas relevantes para a monografia em causa: a sua estrutura, a massa, a radiação, a temperatura,

a cor, a magnitude, a luminosidade, a sua composição química, o campo magnético, a rotação e a

idade. Analisa-se então as várias etapas da vida da estrela. Nos subcapítulos referentes às estrelas da

sequência principal, à expansão e à explosão detalha-se a nucleossíntese estelar, a formação e

combustão de alguns elementos como o silício e aborda-se também a nucleossíntese explosiva,

respetivamente. Ao longo deste trabalho, pretende-se deixar claro: os benefícios que as reações

nuclares trazem às estrelas; a forma como algumas variáveis como a velocidade a que as reações se

dão influenciam o tempo de vida das estrelas; o modo como se criam a maior parte dos elementos

químicos que possibilitam a existência de vida e de vários corpos.

PALAVRAS-CHAVE: Reações Nucleares, Estrela, Nucleossíntese Estelar, Nucleossítese

Explosiva, Fusão, Fissão, Decaimento Radioativo.


Ciclo de Vida Estelar | iii

Índice

1. Agradecimentos ................................................................................................................................ i

2. Resumo Analítico ............................................................................................................................. ii

3. Introdução ........................................................................................................................................ 1

4. Reações Nucleares ........................................................................................................................... 2

4.1 Decaimento Radioativo ...................................................................................................... 2

4.2 Reações Nucleares de Fissão ............................................................................................. 3

4.3 Reações Nucleares de Fusão .............................................................................................. 3

5. Estrelas e as Suas Características ..................................................................................................... 5

5.1 Estrutura ............................................................................................................................. 5

5.2 Massa ................................................................................................................................. 6

5.3 Radiação, Temperatura, Cor, Magnitude, Luminosidade .................................................. 6

5.4 Composição Química ......................................................................................................... 7

5.5 Campo Magnético .............................................................................................................. 8

5.6 Rotação............................................................................................................................... 9

5.7 Idade ................................................................................................................................... 9

5.8 Diagrama de Hertzsprung-Russel .................................................................................... 10

6. Evolução Estelar e as Reações Nucleares ...................................................................................... 10

6.1 Formação da Protoestrela ................................................................................................. 10

6.2 Estrela da Sequência Principal e a Nucleossíntese Estelar .............................................. 10

6.3 Expansão .......................................................................................................................... 12

6.4 Explosão e a Nucleossíntese Explosiva ........................................................................... 14

6.5 Decadência e Colapso ...................................................................................................... 15

7. Conclusão ....................................................................................................................................... 18

8. Referências Bibliográficas .............................................................................................................. iv

9. Bibliografia ...................................................................................................................................... v

10. Lista de Gráficos e Figuras ......................................................................................................... viii

11. Anexo A (Diagrama de Hertzsprung-Russel) ............................................................................... ix


Ciclo de Vida Estelar | 1

3. Introdução

A realização da presente monografia, no âmbito da disciplina de Química, tem como

objetivo pesquisar informação sobre as estrelas e estudar os vários tipos de reações nucleares, de

forma a analisar a presença e a importância destas no ciclo de vida estelar.

As reações nucleares são processos nos quais há a reação de um ou mais núcleos atómicos

entre si, ou com partículas como neutrões ou positrões. Nestas pode-se se assistir à formação de um

núcleo mais pesado, por intermédio da fusão ou pode ainda verificar-se a cisão de um núcleo mais

pesado instável noutros compostos mais leves, dotados de estabilidade.

Estas reações ocorrem na maioria das etapas da vida de uma estrela, um astro constituído

por plasma, de forma aproximadamente esférica devido às suas próprias forças gravitacionais que

proporcionam a existência do corpo celeste. Durante os diversos estádios da estrela dão-se reações

nucleares diferentes, havendo maioritariamente a fusão de vários elementos químicos. A causa para

haver reações específicas associadas a certas fases reside no facto de a ocorrência deste tipo de

reações estar naturalmente dependente da costituição química da estrela, da sua massa e da pressão,

as quais são todas variáveis que mudam significativamente ao longo da vida estelar, como se irá

aprofundar na presente monografia.

O tema em causa é de grande importância na área científica. Os trabalhos de Hans Bethe

sobre as cadeias protão-protão e o ciclo CNO nas estrelas e posteriormente de Fred Hoyle

explicaram os processos de obtenção de energia das estrelas e as reações que culminam na

formação de diversos elementos como o ferro e o oxigénio, deixando claro como é que os

elementos mais abundantes na Terra foram sintetizados e como é que a abundância relativa destes

aumentou com o tempo.



4. Reações Nucleares

4.1 Decaimento Radioativo

O decaimento radioativo caracteriza-se pelo processo através do qual o núcleo de um átomo

instável perde energia, sob a forma de radiação ionizante. Este fenómeno é usualmente designado

por radioatividade. Um material carrega a definição de radioativo se libertar radiação ionizante, a

qual se pode manifestar na forma de partículas α, β, β+ ou radiação γ.

Esta instabilidade manifestada pelos núcleos encontra-se ligada com a relação protões-

neutrões no núcleo. Ao analisar os núcleos estáveis mais leves, conclui-se que apresentam,

normalmente, uma relação neutrões-protões igualitária. Pode-se tomar como exemplo H12 , C6

12, ou

O816

. Tal não se verifica nos núcleos estáveis mais pesados. Nestes nota-se que o número de

neutrões excede o número de protões. Exemplos são Sr3888

e Pb82208

.

Considerando um determinado núcleo, se a sua relação neutrões-protões for superior àquela

que lhe confere estabilidade, este irá demonstrar uma tendência para se transformar noutro núcleo

mais estável através da conversão de um neutrão para um protão, com a emissão de um eletrão, o

qual, neste caso, toma a designação de partícula β.

n01 → p

11 + β

O fenómeno considerado ocorre com o C614

, o qual tem 6 protões e 8 neutrões. Para o

carbono a estabilidade assenta numa relação neutrões-protões no núcleo igualitária, e neste caso esta

relação é superior à relação estável, como tal sucede o decaimento deste isótopo:

C614 → N7

14 + β

Pode dar-se o caso de a relação neutrões-protões ser inferior à que concede estabilidade ao

núcleo. Se tal se verificar, o núcleo irá transformar-se noutro através da conversão de um protão

num neutrão com a emissão de um positrão (β+)

1:

p11 → n0

1 + β+

Tal ocorre com o isótopo artificial C611

:

C611 → B5

11 + β+

Para além dos tipos de decaimento por emissão de β e β+existe também uma forma deste

fenómeno que se caracteriza pela emissão de partículas α2. Este tende a ocorrer em nuclídeos

instáveis, em regra, de massa superior a 200.

1 Um positrão, pode também ser representado por e+1

0

2 Uma partícula α é idêntica ao núcleo de Hélio e como tal pode ser representada por He2

4 2+ ou He2

4



Figura 1: Esquema da fissão

induzida do Urânio 235.

Um exemplo deste tipo de decaimento encontra-se presente no início da série de decaimento

do U92238 :

U92238 → Th90

234 + He24

As diversas variações deste fenómeno acima descritas, emissão de partículas α, β e β+ estão

normalmente associados à libertação de energia, ou na forma de energia cinética do novo núcleo

formado e da partícula emitida no decaimento ou na forma de raios γ.

4.2 Reações Nucleares de Fissão

Uma reação nuclear de fissão é definida pela transformação de um núcleo de maior massa e

de maior número atómico em núcleos mais leves. Estas reações podem dar-se espontaneamente

caso os núcleos sejam de peso muito elevado e podem ser induzidas com o bombardeamento de

neutrões, originando reações em cadeia. Exemplificando, o isótopo 235

do urânio absorve um neutrão:

U92235 + n0

1 → U92236

Como resultado forma-se um composto excitado e instável U92236

que se irá decompor:

U92236 → Kr + 36

92 Ba56142 + 2 n + Energia

01

Da reação enunciada formam-se mais neutrões que, por sua vez,

vão permitir a fissão de mais núcleos, começando uma reação em cadeia.

A energia libertada é elevadíssima e maioritariamente sob a forma de

energia térmica.

4.3 Reações Nucleares de Fusão

Por oposição às reações nucleares de fissão, este tipo de reações nucleares consistem na

colisão de dois ou mais núcleos, resultando na formação de novos núcleos.

Esta forma de reações nucleares tende a ocorrer com núcleos mais leves como os de

hidrogénio3. Como exemplo, temos as reações de fusão do hidrogénio em hélio que fornecem

energia às estrelas, como será detalhado mais à frente:

H11 + H1

2 → He + Energia Radiante23

3 Os isótopos mais comuns de hidrogénio são H1

1 , H12 e H1

3 , designados de prótio, deutério e trítio, respetivamente.



H12 + H1

3 → He + n01 + Energia Radiante

2

4

Durante este processo é normal não se verificar uma conservação da massa inicial, tal

explica-se pela transformação de massa dos núcleos iniciais em energia através da equação proposta

por Einstein em 1905:

𝐸 = 𝑚. 𝑐2

∆𝐸 = ∆𝑚. 𝑐2

Na equação supra mencionada 𝐸 e ∆𝐸 referem-se à energia e à sua variação, respetivamente.

Enquanto 𝑚 e ∆𝑚 referem-se, respetivamente, à massa e à sua variação. Na equação, 𝑐 simboliza a

velocidade da luz no vácuo. O primeiro laboratório que estudou a fusão

dos núcleos de hidrogénio foi estabelecido em 1932 por Mark Oliphant.

Durante essa mesma década Hans Bethe teorizou o principal mecanismo

de fusão nuclear nas estrelas, o qual será abordado mais à frente. O uso de

reações nucleares de fusão e de fissão foi de extrema importância para fins

militares, com o início do Projeto Manhattan4 em 1940 e a detonação de

bombas nucleares como a bomba Little Boy em Hiroshima, a 6 de Agosto

de 1945 e a Fat Man sobre Nagasaki, a 9 de Agosto do mesmo ano.

4 O Projeto Manhattan, do Inglês Manhattan Project era um programa de desenvolvimento de bombas nucleares durante

a Segunda Guerra Mundial.

Figura 2: Fusão do

Deutério e do Trítio a

Formar Hélio e Neutrões.



5. Estrelas e as Suas Características

5.1 Estrutura

A estrutura de uma estrela pode mudar de acordo

com uma vasto leque de variáveis.

A sua massa, a composição química, o raio, a

pressão no núcleo, a temperatura, as interações com o

meio envolvente são fatores a ter em consideração na

determinação da estrutura de uma estrela.

Por exemplo, estrelas pertencentes a sistemas

binários, ou a um sistema com mais estrelas, onde pode

haver uma interação gravitacional de grandes proporções,

podem ter estruturas diferentes como resultado das forças

exercidas.

A existência de zonas de convecção e a composição

química vai também influenciar o campo magnético, como

será abordado mais à frente neste capítulo, podendo mudar

a estrutura do astro.

A velocidade da queima do hidrogénio no núcleo e a quantidade deste no mesmo são

também fatores determinantes, na medida em que irão diminuir a massa do núcleo e,

consequentemente, toda a estrutura como é visível na seguinte equação do equilibrio hidrostático,

uma das várias equações que permitem a definição da estrutura estelar.

𝑑𝑃

𝑑𝑟= −

𝐺𝑚𝜌

𝑟2

Na equação enunciada ao haver uma mudança de massa 𝑚 e uma variação da densidade 𝜌

provocada pela queima de hidrogénio, a pressão 𝑃 e o raio 𝑟 vão mudar, fazendo variar diversas

outras equações da estrutura estelar, culminando numa estrutura diferente. 𝐺 representa a constante

de gravitação universal.

Como resultado de todas as variáveis a estrutura de uma estrela é algo bastante mutável.

Figura 3: Representação do sol. 1) Núcleo 2)

Zona de radiação 3) Zona de Convecção 4)

Fotosfera 5) Cromosfera 6) Coroa 7) Mancha

Solar 8) Grânulos 9) Proeminência Solar de

uma estrutura de uma estrela semelhante.



5.2 Massa

A massa de uma estrela é normalmente medida em relação à massa do sol5. Esta varia ao

longo da vida do astro.

Pode ainda aumentar, caso haja a acreção de massa originária de uma estrela companheira.

Em 2010 foram descobertas estrelas com 300 M☉ e posteriores investigações concluiram que a

junção de duas estrelas numa só fosse a provável origem destas estrelas supermassivas. Sambaran

Banerjee, astrónoma na University of Bonn na Alemanha afirmou tal ser possível num comunicado

à imprensa em 2012 dizendo “If their initially circular orbit is stretched enough, then the stars

crash into each other as they pass and make a single ultramassive star." 67

.

A massa pode ainda diminuir, por exemplo, através da remoção da mesma por consequência

da acção de ventos solares ou pela emissão de energia electromagnética. Em 2010 Paul Crowther,

Professor de Astrofísica na University of Sheffield, envolvido na descoberta das estrelas

supermassivas acima mencionadas, disse “Unlike humans, these stars are born heavy and lose

weight as they age.”89

.

5.3 Radiação, Temperatura, Cor, Magnitude, Luminosidade

Como consequência das reações nucleares de fusão que se dão no núcleo, as quais serão

abordadas mais à frente em detalhe, liberta-se energia sob a forma de radiação eletromagnética e

radiação corpuscular.

A energia dos fotões de radiação gama, libertados aquando das reações de fusão supra

mencionadas, à medida que vão atingindo as camadas mais externas da estrela, vai ser convertida

em energia eletromagnética de menores frequências, originando energia na zona do visível, entre

outras10

.

5 Usualmente recorre-se à simbologia M☉ para se referir à massa solar.

6 in: https://www.ras.org.uk/news-and-press/219-news-2012/2158-astronomers-crack-mystery-of-the-monster-starsq

7 Tradução livre: “Se a órbita inicial for alongada o suficiente, então as estrelas colidem umas com as outras na sua

movimentação, criando uma estrela supermassiva.”.

8 in: http://www.eso.org/public/news/eso1030/

9 Tradução livre: “Ao contrário dos humanos, estas estrelas nascem pesadas e vão perdendo peso à medida que

envelhecem.”.

10 As estrelas emitem radiações em todo o espetro eletromagnético. Desde radiação no comprimento de onda de rádio

até aos raios gama.



A cor da estrela é então determinada pela frequência de radiação visível mais intensa.

Naturalmente, a cor depende diretamente da temperatura segundo o deslocamento de Wien:

𝜆𝑚á𝑥𝑖𝑚𝑜 × 𝑇 ≈ 2,898 × 10−3

Quanto maior a temperatura, menor será o comprimento de onda máximo e

consequentemente a estrela irá apresentar uma cor mais próxima das tonalidades de azul e violeta.

Em contraste, quanto menor a temperatura maior será o comprimento de onda máximo e o astro irá

exibir cores laranjas e vermelhas. Compreende-se então que as gigantes vermelhas apresentem

temperaturas à superfície na ordem dos 3600 K, enquanto que estrelas de coloração azulada têm

temperaturas à superfície de 50000 K.

A luminosidade traduz-se na quantidade de luz e outras formas de energia radiante que a

estrela emite por unidade de tempo. É determinada pela temperatura à superfície e pelo raio do

astro.

O brilho de uma estrela é expresso sob a forma de magnitude. Esta última tem em

consideração o brilho do astro em função da luminosidade, da distância à Terra e da alteração da luz

quando passa pela atmosfera terrestre. As estrelas mais brilhantes têm magnitudes menores,

podendo assumir valores negativos.

5.4 Composição Química

A composição das estrelas é influenciada pela gama de

elementos químicos presentes na nebulosa que lhes dá origem e

também pela massa das estrelas.

Roald Hoffmann, premiado com o prémio nóbel da Química

em 1981, erradamente afirmou num artigo na American Scientist em

201311

, “From a chemist’s point of view, surface or interior of a star

(…) is boring — there are no molecules there.”12

. Existem casos em

que, normalmente na fotosfera, a temperatura é baixa o suficiente

para permitir a formação de algumas moléculas como água.

Hidrogénio molecular pode também ser encontrado na superfície de

algumas anãs brancas.

Relativamente à sua abundância em metais, as estrelas podem-se dividir em três populações:

11

in: http://www.americanscientist.org/issues/pub/2013/4/the-thermodynamic-sinks-of-this-world/5

12 Tradução livre: “Do ponto de vista de um químico, a superfície ou interior de uma estrela (…) é desinteressante – não

há moléculas lá.”.

Figura 4 : Rendering da estrela Mu

Arae, uma estrela rica em metais

pertencente à população I.



92%

7%

1%

Composição Química das Estrelas

Hidrogénio

Hélio

Elementos mais pesados

População I: Ricas em elementos metálicos;

População II: Pobres em elementos metálicos;

População III: Desprovidas de elementos metálicos.

5.5 Campo Magnético

Os movimentos provocados pelas correntes de convecção

no interior das estrelas geram um campo magnético que se

estende pela totalidade da estrela. A força deste campo é

dependente da composição química do astro. A quantidade de

magnetismo que se faz sentir à superfície da estrela é

responsável pela rotação da mesma.

A atividade magnética à superfície vai causar o

aparecimento de manchas estelares que se caracterizam por

regiões de fortes campos magnéticos e baixas temperaturas.

Gráfico 1 – Composição química aproximada das estrelas.

Figura 5: Evidência de manchas

estelares, a negro, no sol.



5.6 Rotação

A rotação traduz-se no movimento angular de uma estrela em torno do seu eixo. Esta pode

ser determinada recorrendo-se a espectroscopia ou à velocidade de deslocamento das manchas

estelares.

Devido aos movimentos causados pela convecção, nem todos as latitudes estarão submetidas

à mesma velocidade de rotação, diz-se então que as estrelas sofrem rotação diferencial. Em geral,

quanto maior a latitude menor a velocidade angular. Tal acontece em estrelas como o Sol, contudo

já foram observados casos em que oposto se verifica, como na estrela HD 31993.

O campo magnético pode interagir com os ventos estelares, podendo, ao longo do tempo,

diminuir gradualmente a velocidade de rotação da estrela.

5.7 Idade

O tempo de vida de uma estrela depende diretamente da sua massa. Esta grandeza varia

inversamente com a esperança média de vida. Quanto menor a massa do astro, maior será o seu

tempo de vida.

As estrelas com menor massa podem ter uma esperança média de vida até aos 1012

anos. Por

oposição, estrelas com uma massa elevada têm potencial para viver, meramente, até alguns milhões

de anos.

Tal deve-se ao facto de a pressão nos núcleos das estrelas com maior massa ser superior,

resultando numa queima de hidrogénio mais rápida, que torna o núcleo mais instável tal como

explicou Peter B. Stetson, investigador sénior no Dominion Astrophysical Observatory em Victoria,

num artigo da Scientific American publicado a 21 de Outubro de 199913

:

“A star 10 times as massive as the sun contains, clearly, 10 times as much fuel. It consumes

that fuel roughly 10,000 times faster than the sun, however. As a result, it has a total lifetime 1,000

times shorter than that of our sun. When the hydrogen fuel in the center of a massive star is

exhausted--'the center' representing about 10 percent of the star's total mass--it becomes

increasingly unstable.”14

O inverso verifica-se nas estrelas de massa menor.

13

in: http://www.scientificamerican.com/article/how-do-scientists-determi/

14 Tradução livre: “Uma estrela 10 vezes mais massiva que o sol contém, claramente, 10 vezes mais combustível.

Contudo, consome esse combustível aproximadamente 10,000 vezes mais rápido que o sol. Como consequência, o

tempo de vida total será 1,000 vezes inferior ao do nosso sol. Quando o centro de uma estrela massiva se torna

esgotado—‘o centro’ representando aproximadamente 10 por cento da massa total da estrela—torna-se cada ve mais

instável.”.



5.8 Diagrama de Hertzsprung-Russel

Os diagramas de Hertzsprung-Russel15

foram criados por volta de 1910 por Ejnar

Hertzsprung, químico e astrónomo dinamarquês e Henry Norris Russell, astrónomo americano. São

gráficos de distribuição que evidenciam a relação entre a magnitude ou luminosidade da estrela com

a sua classificação espetral ou temperatura.

6. Evolução Estelar e as Reações Nucleares

6.1 Formação da Protoestrela

A formação da protoestrela dá-se em nuvens

moleculares16

quando há uma instabilidade gravitacional na

nuvem, normalmente desencadeadas por ondas de choque

consequentes de supernovas na região. Esta instabilidade17

,

após a verificação da existência de uma densidade suficiente,

irá culminar num colapso causado pela sua própria força

gravitacional.

À medida que a nuvem vai colapsando a energia

gravitacional vai-se convertndo em energia térmica. Quando

esta última for suficiente para garantir um equilíbrio hidrostático forma-se uma protoestrela no

núcleo da nuvem.

Se a massa da protoestrela for menor que 0,8 M☉ a contração gravitacional não será

suficiente para aquecer a protoestrela eficientemente e o resultado último de tal será a formação de

uma anã castanha.

6.2 Estrela da Sequência Principal e a Nucleossíntese Estelar

As estrelas passam a maior parte do seu tempo de vida, aproximadamente 90%, na fase de

estrela da sequência principal do diagrama H-R, queimando hidrogénio para formar hélio através da

15

Comummente denominados diagramas H-R, ou simpesmente HRD, do Inglês Hertzsprung-Russel Diagram.

16 Assim chamadas dado que a maioria do hidrogénio encontra-se na sua forma molecular H2.

17 Designada por instabilidade de Jeans.

Figura 6: A conceção de um artista do

nascimento de uma estrela numa nuvem

molecular.



nucleossíntese estelar, libertando energia e contrariando a contração gravitacional. As estrelas deste

ramo dividem-se pela sua massa:

≤ 0,5 M☉;

0,5 a 10 M☉;

≥ 10 M☉.

Estrelas da sequência principal com uma massa igual ou inferior a 0,5 M☉ são anãs

vermelhas que se encontram na parte inferior do ramo V do diagrama H-R em anexo A.

Entre 0,5 a 10 M☉ são as estrelas de dimensões médias localizadas a meio do ramo V no

diagrama em anexo A.

Estrelas com massa superior a 10 M☉ são as de maiores dimensões da sequência principal e

encontram-se no topo do ramo V do anexo A.

Relativamente ao processo dominante de obtenção de energia estas estrelas podem-se dividir

em dois grupos:

Com massa inferior ou igual a 1,5 M☉;

Com massa superior a 1,5 M☉.

Caso a massa da estrela for inferior ou igual a 1,5

M☉ o processo primário de obtenção de energia será a

partir da cadeia protão-protão.

Este processo começa com a fusão de dois protões

a originar o isótopo deutério, com a libertação de um

positrão e um neutrino:

2 p11 → H1

2 + e+10 + 𝜈

Posteriormente o deutério irá reagir com um

protão formando o hélio-3, com a libertação de radiação

gama:

H12 + p

11 → He2

3 + 𝛾

Dois núcleos de hélio-3 fundem-se culminando na

origem de hélio-4 e dois protões:

He23 + He2

3 → He24 + 2 p

11

Contudo, em estrelas com uma masa superior a 1,5 M☉ o processo dominante de queima de

hidrogénio é o ciclo CNO18

. Neste processo os núcleos de carbono, azoto e oxigénio vão atuar como

18

Em estrelas com uma massa superior a 10 M☉ a fusão ocorre principalmente no núcleo.

Figura 7: A representação esquemática da

cadeia protão-protão.



catalisadores encontrando-se conservados no final, assegurando então a continuidade do ciclo que

se pode traduzir nas seguintes reações:

C612 + H1

1 → N713 + 𝛾

N713 → C6

13 + e+10 + 𝜈

C613 + H1

1 → N714 + 𝛾

N714 + H1

1 → O815 + 𝛾

O815 → N7

15 + e+10 + 𝜈

N715 + H1

1 → C612 + He2

4

Após o esgotamento das camadas de hidrogénio

no núcleo, estrelas com massa excedente a 0,5 M☉ irão

entrar na fase de expansão que será descrita no

subcapítulo seguinte.

Quando estes astros da sequência principal têm uma

massa inferior a 0,5 M☉ queimam o hidrogénio a uma velocidade muito menor e como tal podem

permanecer na sequência principal triliões de anos. Dado que a idade do universo é 13,8 biliões de

anos nunca foi observado diretamente o que sucede a uma anã vermelha após o cessar da fusão de

hidogénio, contudo pensa-se que estas acabem por colapsar e formar uma anã branca, sem nunca se

expandir a gigante vermelha.

6.3 Expansão

Quando se esgota as reservas de hidrogénio no núcleo, em estrelas até 2,5 M☉ começa a

haver a queima de hidrogénio nas camadas externas ao núcleo. Devido à rapidez deste processo a

camada externa começa a afastar-se do centro do astro e a estrela começa a expandir-se mais

rapidamente do que consegue produzir energia, levando a uma diminuição da temperatura e

consequente mudança da cor do astro para vermelho, formando-se uma gigante vermelha onde há

fusão nas camadas externas a um núcleo de carbono e oxigénio.

Em estrelas de massa superior o núcleo passa diretamente de fundir hidrogénio para fundir

hélio.

A pressão no núcleo vai aumentando enquanto a estrela se expande para se formar e inicia-

se a fusão de hélio em carbono pelo processo triplo α. Este processo pode ser descrito pelas

seguintes equações:

Figura 8: A representação esquemática do

ciclo CNO.



He24 + He2

4 → Be48

Be48 + He2

4 → C612

Após a fusão do hélio em estrelas de massa superior, as supergigantes vermelhas, o núcleo

continuará a contrair-se e a expansão da estrela prosseguirá, verificando-se o início da fusão do

carbono:

C612 + C6

12 → Mg1224 + 𝛾

C612 + C6

12 → Mg1223 + n0

1

C612 + C6

12 → Na1123 + p

11

C612 + C6

12 → Ne1020 + 𝛼

C612 + C6

12 → O816 + 2𝛼

O oxigénio, numa estrela, pode ser formado pela última reação mencionada ou pela primeira

reação do processo alfa19

:

C612 + He2

4 → O816 + 𝛾

Após a combustão do carbono dá-se a fusão do oxigénio:

O816 + O8

16 → S1632 + 𝛾

O816 + O8

16 → S1631 + n0

1

O816 + O8

16 → P1531 + p

11

O816 + O8

16 → Si1428 + 𝛼

O816 + O8

16 → Mg1224 + 2𝛼

Irá então dar-se a fusão do silício:

Si1428 + Si14

28 → Ni2856 + 𝛾

E posteriormente verifica-se:

Ni2856 → Co27

56 + e−10 + 𝜈

Co2756 → Fe26

56 + e−10 + 𝜈

À medida que cada elemento é gasto dá-se a fusão de elementos cada vez mais pesados, nas

várias camadas da estrela, sendo que nas mais internas são consumidos os metais mais pesados e na

mais externas encontramos os de menor massa.

Note-se que o ferro é o último elemento a ser formado na estrela, na última reação supra

referida. O ferro não é fundido dado que este processo é endotérmico e a sua realização retiraria

energia à estrela, não se revelando benéfico para o astro.

19

O qual não deve ser confundido com o processo triplo alfa.



6.4 Explosão e a Nucleossíntese Explosiva

Com o aumento de pressão o núcleo do astro continua a comprimir e a radiação emitida por

este aumenta consideravelmente, causando uma pressão de radiação20

de elevada ordem sobre as

camadas externas gasosas, consequentemente causando o afastamento destas da gigante vermelha.

Tal fenómeno irá conduzir à formação de uma nebulosa de gás21

ionizado devido às

radiações emitidas pelo núcleo da estrela. Estas nebulosas designam-se por nebulosas planetárias.

Se a estrela for uma gigante vermelha e o que tiver

restado da sua massa após a expulsão das camadas externas de

gás for menor que 1,4 M☉, o astro vê-se vítima de uma

contração gravitacional até que se torna numa anã branca. Este

tipo de astro será tratado no subcapítulo seguinte.

Caso se trate de uma superigante vermelha, a fusão irá

continuar até que a massa do núcleo de ferro suplante o limite

de Chandrasekhar22

, limite superior para a massa de um objeto

composto por matéria de eletrões degenerados, não sendo possível para a estrela a partir deste

suportar a sua massa. O núcleo sofrerá então um colapso repentino causando um choque entre

eletrões e protões libertando neutrões, neutrinos e raios gama:

e−10 + p

11 → n0

1 + 𝜈 + 𝛾

A libertação espontânea de energia vai culminar na explosão da estrela numa supernova tipo

II.

Nas supernovas os processos de nucleossítnese podem ser:

Captura de neutrões:

o Processo-r;

o Processo-s.

Captura de protões:

o Processo-pr

A captura de neutrões traduz-se numa reação nuclear na qual um núcleo atómico colide com

um ou mais neutrões formando um núcleo mais pesado.

20

Que se traduz na pressão exercida sobre qualquer superfície exposta a radiação eletromagnética.

21 Este irá conter os elementos químicos que se encontravam nas camadas da estrela que foram expelidas, como o azoto,

o carbono ou oxigénio.

22 Este limite é atingido a 1,4 M☉.

Figura 9: A impressão de um artista da

supernova 1993J.



O processo-r é a variante desta captura mais rápida, contudo não é responsável pela criação

da maior parte dos elementos.

O processo-s, mais lento é o responsável pela criação da maior parte dos elementos mais

pesados que o ferro. As equações que traduzem as principais fontes de neutrões utilizados para esta

variante de captura de neutrões são:

C613 + He2

4 → O816 + n0

1

Ne1022 + He2

4 → Mg1225 + n0

1

O processo-s tem duas componentes: a fraca e a principal. A principal recorre aos neutrões

oriundos da primeira reação mencionada, com o C613

e produz elementos desde o Sr e Y até ao Pb.

Por oposição, a vertente fraca usa os neutrões provenientes da reação do Ne1022 e produz elementos

do Fe ao Sr e Y.

A captura de protões por via do processo-pr consiste numa captura rápida de protões, sendo

este capaz de originar elementos até ao Te.

Após a supernova, as explosões dispersaram a maior parte da matéria constituinte da estrela,

formando nebulosas e, consoante a massa do astro, pode-se formar uma estrela de neutrões ou um

buraco negro. Ambos estes corpos serão tratados no subcapítulo seguinte.

6.5 Decadência e Colapso

Como referido no subcapítulo anterior, no estádio final de vida de uma gigante vermelha

pode dar-se o caso de esta colapsar e formar uma anã branca.

Estes astros são compostos por um tipo exótico de matéria, num estado em que os eletrões

se encontram degenerados. Estima-se que o leque de massas que uma anã branca possa tomar se

encontra entre 0,17 M☉ e até 1,33 M☉ sendo que a média se encontra em 0,6 M☉.

Após a formação da anã branca, uma das possibilidades é que esta arrefeca continuamente

até atingir o estado de anã negra, estado esse onde o astro já não emite radiação visível ou calor

consideráveis. Como o tempo que teoricamente é necessário para uma anã branca se converter

numa anã negra excede a idade atual do universo, pensa-se que estas ainda não existem atualmente.

Existe a opção de uma anã branca colidir com outra, aproximando-se do limite de

Chandrasekhar, culminando numa supernova de tipo la.

Não existe consenso na comunidade científica em relação à hipótese de uma anã branca se

poder transformar numa estrela de neutrões. Existem autores como Cipriano, A.; Santiago, M.;

Pardal, M.; que consideram tal ser possível. Contudo M. Coleman Miller, professor de astronomia



na University of Maryland, afirma, na sua página da web23

, dedicada a estrelas de neutrões, que este

fenómeno é hipotético. Quando discute as possibilidades de formação de uma estrela de neutrões

diz “One other way, maybe, of forming neutron stars is to have a white dwarf accrete enough mass

to push over the Chandrasekhar mass, causing a collapse. This is speculative, though (...)”24

.

Na fase última de uma supergigante vermelha esta acaba por explodir numa supernova tipo

II, podendo este fenómeno resultar numa estrela de neutrões, ou num buraco negro, como foi

afirmado no subcapítulo anterior.

Se a massa do que resta após a supernova for inferior à massa do limite de Tolman–

Oppenheimer–Volkoff25

, limite superior para a massa de um objeto composto por matéria de

neutrões degenerados, vai-se assistir a uma contração gravitacional que dará origem ao tipo de

estrela mais denso e de dimensões mais reduzidas, uma estrela de neutrões.

As estrelas de neutrões são dotadas de um campo magnético muito intenso e apresentam

uma rotação de grandes velocidades, em 2006 foi descoberta uma estrela de neutrões com uma

velocidade de 716 rotações por segundo.

Uma variante das estrelas de neutrões são as pulsares. Estas distinguem-se pelo facto de,

periodicamente e em intervalos de pequena duração, emitirem um raio de radiação eletromagnética.

Esta só é passível de ser observada se o raio estiver

apontado à Terra, ou ao ponto de observação.

Pode dar-se o caso de, após a supernova tipo II, a

massa do restante ser superior ao limite de Tolman–

Oppenheimer–Volkoff. Se tal se verificar, o produto da

supernova será um buraco negro. Este pode ser definido

como uma região do espaço-tempo onde existe uma

força gravitacional de grande ordem que não possibilita

escape a qualquer partícula ou radiação eletromagnética

que entre no seu campo gravitacional. Na atualidade,

não se conheçe na sua plenitude o que constitui um buraco negro.

A presença destes corpos é deduzida a partir da sua interação com matéria e/ou radiação

eletromagnética. Caso existam astros como estrelas a circundar o buraco negro, a sua órbita pode

ser utilizada para calcular posteriormente a massa do buraco negro.

23

http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html

24 Tradução livre: “Outra forma de, talvez, formar uma estrela de neutrões é ter uma anã branca a incorporar massa

suficiente para suplantar o limite de Chandrasekhar, causando um colapso. Contudo, esta forma é especulativa.”.

25 Esta massa corresponde a 1,5 M☉ a 3,0 M☉. Traduz-se numa massa da estrela incial de aproximadamente 20 M☉.

Figura 10: Vista simulada de um buraco negro.



Pensa-se que exista um buraco negro de grande massa no centro da maior parte das galáxias

de grandes dimensões. Estima-se que o buraco negro no centro da nossa galáxia tenha entre

4100000 M☉ e 4500000 M☉.



7. Conclusão

Ao longo de toda a vida da estrela, desde a fase de protoestrela até ao seu colapso, existem

constantemente diversas reações nucleares a ocorrer.

Na maior parte destes astros, no estádio de estrela da sequência principal estas obtêm

energia principalmente através da cadeia protão-protão, um processo onde se assiste à reação de

fusão de protões, deutério, e hélio-3 para libertar positrões, neutrinos, radiação gama, hélio-4 e

protões. Outro processo é o ciclo CNO que também se baseia na fusão nuclear. Posteriormente há

outros processos de fusão de elementos mais pesados como o carbono o oxigénio e o silício que

contribuem com energia para a estrela se manter. As reações nucleares são então críticas no

fornecimento de energia para as estrelas.

É de notar que a velocidade com que estas reações se dão influencia diretamente o tempo de

vida do astro. Como referido e detalhado anteriormente, quanto maior a massa da estrela esta terá

também mais combustível, contudo, a maior pressão causa um aumento nas velocidades das

reações, culminando num esgotamento mais rápido do combustível e consequentemente numa vida

menor. Em contraste, se a estrela for de menores dimensões verifica-se o inverso, e a estrela viverá

durante mais tempo, podendo algumas estrelas de menor massa viver até aos 1012

anos.

As reações abordadas nesta monografia, na ótica das estrelas, culminam muitas vezes na

formação de novos elementos químicos, onde anteriormente não existiam, explicando o porquê da

abundância relativa de alguns elementos se encontrar a aumentar com tempo. Estes processos são a

base da criação de elementos como o carbono, o silício, o oxigénio e o azoto que possibilitam a

existência de planetas gasosos e telúricos como a Terra, bem como a vida como a conhecemos na

atualidade.

Apesar da existência de matérias mais específicas, como as abordadas no subcapítulo 6.5,

devido à importância científica e divulgação desta temática não se afigura difícil encontrar

informação clara e factual, não tendo havido limitações a este nível na elaboração deste trabalho.


Ciclo de Vida Estelar | iv

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Ciclo de Vida Estelar | viii

10. Lista de Gráficos e Figuras

Gráficos

Gráfico 1. Composição química aproximada das estrelas ................................................................ 11

Figuras

Figura 1. Esquema da fissão induzida do Urânio 235 ........................................................................ 6

Figura 2. Fusão do Deutério e do Trítio a Formar Hélio e Neutrões .................................................. 7

Figura 3. Representação do sol. 1) Núcleo 2) Zona de radiação 3) Zona de Convecção 4) Fotosfera

5) Cromosfera 6) Coroa 7) Mancha Solar 8) Grânulos 9) Proeminência Solar de uma estrutura de

uma estrela semelhante ........................................................................................................................ 8

Figura 4. Rendering da estrela Mu Arae, uma estrela rica em metais pertencente à população I .... 10

Figura 5. Evidência de manchas estelares, a negro. .......................................................................... 11

Figura 6. A conceção de um artista do nascimento de uma estrela numa nuvem molecular ............ 13

Figura 7. A representação esquemática da cadeia protão-protão ...................................................... 14

Figura 8. A representação esquemática do ciclo CNO ..................................................................... 15

Figura 9. A impressão de um artista da supernova 1993J................................................................. 17

Figura 10. Vista simulada de um buraco negro ................................................................................ 19


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11. Anexo A (Diagrama de Hertzsprung-Russel)

nucleares e o tempo de ida -...

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