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Processo triplo-alfa – Wikipédia, a enciclopédia livre
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Processo triplo-alfa

O processo triplo alfa é o processo pelo qual três núcleos de hélio (partículas alfa) se transformam em um núcleo de carbono.[1][2]

Diagrama do processo triplo-α
Diagrama do processo triplo-αあるふぁ

Esta reação nuclear de fusão só ocorre a velocidades elevadas a temperaturas acima de 100 milhões de kelvin e em núcleos estelares com uma grande abundância de hélio. Portanto, este processo só é possível nas estrelas mais velhas, onde o hélio produzido pela cadeia próton-próton e pelo ciclo CNO se tenha acumulado no núcleo. Quando todo o hidrogênio presente se tenha consumido, o núcleo se colapsa até que se alcançam as temperaturas necessárias para iniciar a fusão do hélio:

4He + 4He ↔ 8Be
8Be + 4He ↔ 12C + γがんま + 7.367 MeV

A energia líquida liberada no processo é de 7.275 MeV.

O 8Be produzido durante a primeira etapa é muito instável e decai outra vez em dois núcleos de hélio em 2.6·10−16 segundos. De todas as formas, nas condições nas que se fusiona o hélio sempre há pequenas quantidades de 8Be presentes em equilíbrio; a captura de outro átomo de hélio dá lugar ao 12C. O processo global de conversão de três partículas alfa em um núcleo de 12C se denomina processo triplo alfa.

Já que o dito processo é improvável, devido à escassa quantidade de 8Be presente em um momento dado, se necessita de um longo tempo para formar carbono. Como consequência não se produziu carbono durante o Big Bang, já que a temperatura diminuiu a níveis inferiores aos requeridos para que se dê esta reação.

Normalmente, a probabilidade de que se dê o processo triplo alfa deveria ser extremadamente pequena. Mas o nível energético inferior do berílio-8 tem exatamente a mesma energia que duas partículas alfa, e na segunda etapa, o 8Be e o 4He tem exatamente a mesma energia que o estado excitado do 12C. Estas ressonâncias incrementam substancialmente as possibilidades de que uma partícula alfa incidente se combine com um núcleo de berílio-8 para dar lugar a um núcleo de carbono. A existência desta ressonância foi prevista por Fred Hoyle antes de que se desse conta realmente de sua necessidade para que se forme carbono.

Uma reação secundária do processo é a fusão de um núcleo de carbono-12 com outra partícula alfa para dar 16O estável, com liberação de energia em forma de radiação gama:

12C + 4He → 16O + γがんま

A seguinte etapa onde o oxigênio formado se combina com outra partícula alfa para dar lugar ao neônio é mais difícil, devido às regras de spin nuclear, e portanto não podem formar-se elementos mais pesados por esta via.

Como resultado destas reações, se formam grandes quantidades de carbono e oxigênio mas só frações diminutas destes se transformam em neônio e outros núcleos mais pesados, sendo portanto estes dois os principais produtos da fusão do hélio. As ressonâncias nucleares que dão lugar a tais quantidades de carbono e oxigênio se citam geralmente como evidência do princípio antrópico.

As reações de nucleossíntese por fusão nuclear só produzem elementos até o 56Fe, o núcleo atômico mais estável; os elementos mais pesados se produzem por processos captura neutrônica. A captura lenta, o processo S, produz aproximadamente a metade destes elementos. A outra metade se produz no processo R ou captura rápida, processo que provavelmente tenha lugar no núcleo das supernovas de colapso (tipo II).

Taxa de reação e evolução estelar

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O processo triplo alfa depende fortemente da temperatura e da densidade do material estelar. A energia liberada nesta reação é aproximadamente proporcional a T30 e ao quadrado da densidade. Em comparação, as cadeias próton-próton (PP) liberam energia proporcionalmente à quarta potência da temperatura e em proporção direta à densidade.

Esta forte dependência da temperatura têm consequências na última etapa da evolução estelar, a de gigante vermelha.

Para massas estelares menores, o hélio acumulado no núcleo preveem do colapso estelar mediante a pressão de degeneração eletrônica (ver Princípio de exclusão de Pauli). Portanto, o volume do núcleo depende só da densidade e não da pressão. Uma consequência deste fato é que uma vez que uma estrela pequena tenha chegado a este estado, só pode aumentar a temperatura do núcleo até que se chega ao ponto de ignição do hélio. Já que a velocidade deste processo depende fortemente da temperatura, e sem uma expansão estelar que a diminua, tal velocidade aumenta exponencialmente, consumindo-se de 60 a 80% do hélio presente em poucos minutos. Nesse momento se liberam quantidades imensas de energia quando a alta temperatura provoca a expansão repentina da estrela, dando lugar ao chamado "flash de hélio". Este processo só se dá em estrelas de massa menor que 1,4 MSol, p limite de Chandrasekhar.

Em estrelas mais massivas, a fusão do hélio se dá em uma camada que rodeia a um núcleo degenerado de carbono. Já que a camada onde se funde o hélio não está degenerada, a energia liberada aumenta a temperatura e obriga a estrela a expandir-se. A expansão provoca uma redução da temperatura que impede a fusão do hélio, colapsando-se a estrela de novo, aumentando a temperatura e começando o ciclo outra vez. Estes ciclos provocam que a estrela se transforme em uma variável com grandes oscilações de brilho, e em consequência se perdem grandes quantidades de massa das partes externas em cada ciclo, devido à pouca intensidade do campo gravitacional nas regiões mais externas.

Descobrimento

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O processo triplo alfa depende fortemente da ressonância energética entre o núcleo de carbono-12 e os núcleos de berílio-8 e hélio-4. Em 1952 se desconheciam tais valores, e o astrofísico Fred Hoyle usou o fato de que exista tal quantidade de carbono-12 no universo como evidência da existência de tal ressonância. Hoyle mostrou suas ideias ao físico nuclear Willy A. Fowler, o qual admitiu que esse nível energético não se obteria tendo em conta os trabalhos anteriores sobre o carbono-12. Após algumas revisões por parte de seu grupo de pesquisas no Kellogg Radiation Laboratory do California Institute of Technology, descobriram uma ressonância de cerca de 7.65 MeV.[3]

Desde então, seguidas revisões de tais resultados têm sido apresentadas.[4][5]

A existência do carbono-12 nas quantidades existentes no universo faz parte das questões envolvidas no chamado princípio antrópico.[6][7][8]

Ver também

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Referências

  1. ↑ Editors Appenzeller, Harwit, Kippenhahn, Strittmatter, & Trimble. Astrophysics Library 3.ª ed. [S.l.]: Springer, New York  (em inglês)
  2. ↑ Ostlie, D.A. & Carroll, B.W. (2007). An Introduction to Modern Stellar Astrophysics. [S.l.]: Addison Wesley, San Francisco. ISBN 0-8053-0348-0  (em inglês)
  3. ↑ Fred Hoyle: pioneer in nuclear astrophysics - cerncourier.com (em inglês)
  4. ↑ Hans O. U. Fynbo et al; Revised rates for the stellar triple-alpha process from measurement of 12C nuclear resonances; Nature 433, 136-139 (13 January 2005) - www.nature.com (em inglês)
  5. ↑ H. Oberhummer et al; Alpha clustering and the stellar nucleosynthesis of carbon; Zeitschrift für Physik A Hadrons and Nuclei; Volume 349, Numbers 3-4 / September, 1994; DOI 10.1007/BF01288967 - www.springerlink.com (em inglês)
  6. ↑ Tesla E. Jeltema and Marc Sher; Triple-alpha process and the anthropically allowed values of the weak scale; Phys. Rev. D 61, 017301 (1999) - prola.aps.org (em inglês)
  7. ↑ H. Oberhummer, R. Pichler, Attila Csoto; The triple-alpha process and its anthropic significance - arxiv.org (em inglês)
  8. ↑ Oberhummer, H., Csótó, A., Schlattl, H.; Fine-Tuning Carbon-Based Life in the Universe by Triple-Alpha Process in Red Giants; The Future of the Universe and the Future of our Civilization. Proceedings of a symposium held in Budapest-Debrecen, Hungary, 2-6 July 1999, Edited by V. Burdyuzha and G. Khozin. Singapore: World Scientific Publishing, 2000, ISBN 981-02-4264-6., p.197 - adsabs.harvard.edu (em inglês)

Ligações externas

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