![Nebulosa Carina](<img src="https://2.bp.blogspot.com/-VN2kWtz4nF4/U7oHzfNkTiI/AAAAAAAAQYc/uCsFsPyoRxQ/s1600/ceu+10155641_651524224919255_6468291284803831739_n.jpg" /></div>)
Espetáculo Universal
Como nasce uma estrela
O espetáculo do universo
não conhece fronteiras ....
Foto: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Hubble (ESA/NASA)
Como nasce uma estrela
O espetáculo do universo
não conhece fronteiras ....
Foto: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Hubble (ESA/NASA)
Observatório Alma Atacama Large Millimeter Array apontaram para a estrela HL Tauri, que se encontra rodeada por um disco de poeira, localizada na Constelação de Touro a 450 anos luz de distância.
A imagem apresenta excelente detalhe nunca antes visto, no disco protoplanetário da jovem estrela HL Tauri.
Quinta-feira, novembro 6, 2014 16:32
imagem obtida pelas antenas do observatório
Alma Atacama Large Millimeter Array
Alma Atacama Large Millimeter Array
Estas são as primeiras observações feitas pelo ALMA em sua configuração quase definitiva, e ,as imagens mais nítidas já feitas em comprimentos de onda submilimétricos (Alma-Large Millimeter Array).
Os novos resultados representam um passo importante na observação do desenvolvimento dos discos que levam à formação dos planetas e o estudo de como os planetas são formados de forma eficaz.
Essas são as mais nítidas imagens obtidas até hoje com o Alma. Segundo os pesquisadores, representam um enorme passo no estudo do desenvolvimento de discos planetários e na formação de planetas.
A imagem mostra uma série de anéis brilhantes enigmáticos nesse disco, que seriam os corpos planetários em formação.
Essas são as mais nítidas imagens obtidas até hoje com o Alma. Segundo os pesquisadores, representam um enorme passo no estudo do desenvolvimento de discos planetários e na formação de planetas.
A imagem mostra uma série de anéis brilhantes enigmáticos nesse disco, que seriam os corpos planetários em formação.
Assim que os cientistas viram a imagem, ficaram impressionados, sem palavras pois a estrela HL Tauri não tem mais do que um milhão de anos, e, ainda assim, parece que o disco em volta dela, já está repleto de planetas em formação, explica Catherine Vlahakis, cientista do Alma. "Só esta imagem já é suficiente para revolucionar as teorias de formação planetária."
Detalhes reveladores de acordo com os pesquisadores, o disco de poeira em torno da HL Tauri parece estar muito mais desenvolvido do que o esperado para um sistema com essa idade.
Por conta disso, eles concluem que o processo de formação planetária, deve ser muito mais rápido do que se supunha até o momento.
"Temos quase certeza, de que essas estruturas são o resultado de jovens corpos do planetários, se formando no disco", disse Stuartt Corder, diretor-adjunto do Alma.
"Isso é surpreendente, porque não se espera que estrelas jovens como essa, possuam na sua órbita, corpos planetários suficientemente grandes, capazes de produzir as estruturas observadas na imagem."
Estrelas jovens como a HL Tauri nascem de nuvens de gás e poeira, que entram em colapso pelo efeito da gravidade, formando núcleos quentes, que eventualmente dão início às reações de fusão nuclear típicas destes astros.
Inicialmente, porém, estas novas estrelas permanecem escondidas em casulos do material restante de sua formação, e, não podem ser vistas em luz visível.
Enquanto isso, este material acaba por se acomodar em um disco em torno delas, chamado “disco protoplanetário”, onde, com o tempo, colisões e a gravidade unem as partículas de poeira, que podem então crescer até se tornarem cometas, asteroides e planetas.
Estes últimos, perturbariam o disco de tal forma que criam anéis, lacunas e buracos como os vistos na imagem do Alma, indicações estas, são quase certamente resultado da ação de corpos planetários, que estão se formando no disco – afirma Stuartt Corder, vice-diretor do observatório - Isto é surpreendente, já que se achava que estrelas tão jovens, não teriam corpos planetários tão grandes, ao ponto de que seriam capazes de produzir estruturas, como as que vemos na imagem.
Tony Beasley, diretor do Observatório Nacional de Radioastronomia dos EUA (NRAO, na sigla em inglês), outra das instituições responsáveis pela construção e operação do Alma, destaca que pesquisas como esta ajudam a melhor compreender, como se formou o nosso próprio Sistema Solar: - Este novo e inesperado resultado, nos dá uma incrível visão do processo de formação de planetas, com uma clareza que é essencial para entender como nosso Sistema Solar nasceu, e, como os planetas se formam por todo o Universo.
Matéria na Íntegra
Enquanto isso, este material acaba por se acomodar em um disco em torno delas, chamado “disco protoplanetário”, onde, com o tempo, colisões e a gravidade unem as partículas de poeira, que podem então crescer até se tornarem cometas, asteroides e planetas.
Estes últimos, perturbariam o disco de tal forma que criam anéis, lacunas e buracos como os vistos na imagem do Alma, indicações estas, são quase certamente resultado da ação de corpos planetários, que estão se formando no disco – afirma Stuartt Corder, vice-diretor do observatório - Isto é surpreendente, já que se achava que estrelas tão jovens, não teriam corpos planetários tão grandes, ao ponto de que seriam capazes de produzir estruturas, como as que vemos na imagem.
Tony Beasley, diretor do Observatório Nacional de Radioastronomia dos EUA (NRAO, na sigla em inglês), outra das instituições responsáveis pela construção e operação do Alma, destaca que pesquisas como esta ajudam a melhor compreender, como se formou o nosso próprio Sistema Solar: - Este novo e inesperado resultado, nos dá uma incrível visão do processo de formação de planetas, com uma clareza que é essencial para entender como nosso Sistema Solar nasceu, e, como os planetas se formam por todo o Universo.
Matéria na Íntegra
http://oglobo.globo.com/sociedade/ciencia/observatorio-no-chile-
mostra-rara-imagem-do-nascimento-de-um-sistema-planetario-14475318#ixzz3ITKQbefc
Como Víamos até então
Nuvens interestelares têm pouca densidade cerca de 30 átomos/cm3 e temperaturas de 75 K (-198,15° C).
Nas nuvens existe um meio interestelar mais quente e menos denso.
As flutuações na densidade que ocorrem freqüentemente no interior dessas nuvens, funcionam como centros, que atraem gravitacionalmente a matéria circundante. Havendo densidade suficiente, esses centros, ou glóbulos, atraem cada vez mais matéria, reforçando o campo gravitacional, que por sua vez, obriga a matéria contida nos glóbulos a se concentrar sempre mais.
A maior proporção de elementos químicos pesados nas estrelas jovens em relação às estrelas velhas, é evidência de que muitos ciclos de reprocessamento ocorreram na nossa Galáxia desde sua formação.
Os borrões brilhantes são casulos empoeirados que escondem as protoestrelas de grande massa.
Os pequenos pontos no centro e as áreas avermelhadas são protoestrelas de menor massa, parecida com o Sol.
É importante compreender a formação desses corpos de grande massa na nossa galáxia, porque elas alimentam com luz e outras formas de energia a sua nuvem, e assim, podem disparar a formação da próxima geração de estrelas.
Nascimento Vida e Morte das Estrelas
Uma estrela, desde que se condensa a partir de uma nuvem de gás, está sob a ação de sua auto gravitação.
A gravidade comprime o gás para o centro da estrela, obrigando-a a produzir energia que gera a pressão suficiente para conter o colapso.
O núcleo da estrela que é um gigantesco reator de fusão nuclear, processa a matéria do meio interestelar sintetizando, a partir dela, elementos químicos mais pesados.
As estrelas de pequena massa caminham para a morte se resfriando lentamente, enquanto que as de grande massa explodem de forma violenta brilhando 100 bilhões de vezes mais que o Sol, espalhando pelo meio interestelar os elementos químicos, que foram processados no núcleo.
A matéria interestelar assim enriquecida de elementos pesados, será continuamente reprocessada em novos ciclos de formação, vida e morte de estrelas.
A matéria base da constituição dos organismos vivos como C, O, Fe, etc. teria se originado no centro de estrelas e participado de eventos catastróficos, envolvendo as maiores liberações de energia conhecidas no Universo. Podemos, pois, dizer que somos um dos produtos da evolução estelar.
A matéria das protoestrelas continua a contrair-se, devido à gravidade, provocando aquecimento e, quando a temperatura no seu interior atinge os 10 a 15 milhões de graus kelvin, inicia-se a fusão nuclear do hidrogénio em hélio-4 e a estrela começa a brilhar.
As quantidades de energia libertadas intensificam a agitação das partículas, originando forças de pressão que tendem a expandir a matéria estelar, o que contraria a gravidade que tende a comprimi-la. Este é o equilíbrio no qual a estrela se mantém durante a maior parte da sua vida – fase principal da vida da estrela.
A matéria das protoestrelas continua a contrair-se, devido à gravidade, provocando aquecimento e, quando a temperatura no seu interior atinge os 10 a 15 milhões de graus kelvin, inicia-se a fusão nuclear do hidrogénio em hélio-4 e a estrela começa a brilhar.
As quantidades de energia libertadas intensificam a agitação das partículas, originando forças de pressão que tendem a expandir a matéria estelar, o que contraria a gravidade que tende a comprimi-la. Este é o equilíbrio no qual a estrela se mantém durante a maior parte da sua vida – fase principal da vida da estrela.
Nuvens Interestelareres
A matéria interestelar pode ter origens diversas:
- perda de massa de estrelas gigantes vermelhas
- nebulosas planetárias
- ventos estelares
- supernovas
- queda de matéria extragalática
- o esgotamento do material é o que gera, na realidade, a formação de estrelas.
Os processos dinâmicos são características do meio interestelar, pois são eles que definem as estruturas estáveis observadas.
Os principais processos dinâmicos podem ser resumidos da seguinte forma:
- Interação de supernovas com o meio interestelar: pois o aumento da temperatura e da pressão do gás resulta em sua expansão. A energia explosiva se converte em energia cinética do gás; parte da energia que resta é transformada em energia térmica do gás.
Galáxia é coberta por ventos cósmicos capazes de varrer o gás molecular, responsável pela criação de novas estrelas
Foto: ESA / Divulgação
Foto: ESA / Divulgação
IC5146
Nuvem interestelar de densos filamentos de gás
pôde ser visto claramente
nesta imagem no infravermelho
nesta imagem no infravermelho
pelo observatório espacial Herschel
Podemos estimar em cerca de 73% a massa do universo visível constituída de H, 23% de hélio e apenas cerca de 2% para os elementos mais pesados.
Esta pequena abundância relativa dos elementos com Z>2 esconde sua real importância. De fato, a maior parte do material de que nosso planeta - e nós mesmos - somos compostos faz parte desta pequena porcentagem.
Naturalmente, a semelhança geral das abundâncias dos elementos em objetos de natureza diferente, não significa que sua composição química seja idêntica.
De fato, a existência de algumas variações sistemáticas, ainda que pequenas, é a mais poderosa indicação da evolução química que ocorre nas galáxias e no próprio universo, desde os seus primórdios. Uma vez que esses objetos sofrem processos de contração, expansão e rotação desde sua formação, a evolução química está acoplada à evolução dinâmica desses sistemas, o que torna seu estudo bastante complexo.
Uma parte do estudo da evolução química das estrelas e galáxias procura justamente identificar as origens dos elementos químicos observados no sistema solar, nas estrelas, nebulosas e galáxias. Existem ainda muitas lacunas nesse estudo, mas suas linhas gerais estão traçadas: os elementos químicos que hoje observamos nos diversos sistemas físicos, foram formados basicamente por três grandes classes de processos:
- nucleossíntese primordial
- nucleossíntese estelar
- nucleossíntese interestelar
1.A NUCLEOSSÍNTESE PRIMORDIAL
O modelo cosmológico padrão, geralmente aceito com algumas poucas reservas, admite que o universo teve uma fase inicial o Big Bang caracterizada por uma elevada temperatura e densidade extremamente alta, a ponto de seu estudo necessitar de uma Teoria Física Unificada ainda não disponível.
Nas fases iniciais, havia apenas partículas elementares: elétrons, prótons, neutrinos, etc. e radiação, ou seja, fótons.
À medida que o universo se expandiu, esta radiação sofreu um efeito de diluição, alcançando hoje valores característicos da emissão de um corpo negro a 2.7 K (-270,45 C), cuja descoberta em 1964 permanece como a principal evidência observacional em favor do modelo do Big Bang.
Nos primeiros instantes do universo, este era dominado pela radiação, situação que se inverteu ao longo do tempo, com a formação de estruturas como as estrelas e galáxias e predomínio da matéria sobre a radiação. Uma medida adequada da relação entre matéria e radiação é a razão de bárions sobre fótons.
No modelo padrão, os produtos da nucleossíntese ocorrida nos primeiros instantes do universo - ou nucleossíntese primordial - dependem essencialmente dessa razão.
As fases iniciais, onde havia essencialmente partículas elementares e radiação podem ser caracterizadas por temperaturas maiores ou da ordem de T ~ 10**12 K (lê-se "10 elevado a doze", ou seja, o número 1 seguido de 12 zeros) e idades menores ou da ordem de t ~ 10**-4 segundos.
Com a expansão, a temperatura baixou para valores abaixo de T ~ 10**10 K, iniciando-se a nucleossíntese primordial propriamente dita em t ~ 100 s com T ~ 10**9 K, em que as espécies sintetizadas foram os principais isótopos de elementos leves:
o deutério D (ou 2H)
o trítio 3H, e os isótopos 3He, 4He e 7Li,
O núcleo mais simples (D) é produzido em colisões de prótons e nêutrons, e o 3He é formado da captura de um próton pelo deutério, ou por meio de colisões envolvendo dois núcleos de deutério, que podem também dar origem ao trítio.
O núcleo de 4He é formado basicamente pela captura de um deutério pelo trítio, ou pela colisão de dois núcleos de 3He.
As principais reações nucleares que ocorrem nesta fase estão ilustradas abaixo. Note-se que o processo se interrompe com o 7Li, pois, com a expansão, a densidade e a temperatura decrescem rapidamente, não sendo suficientes para novas reações envolvendo núcleos mais pesados após t ~1000 segundos. Uma estimativa da quantidade prevista dessas espécies está mostrada na figura 2, em função da razão de bárions sobre fótons, representada pela letra grega "eta". A abundância de He é medida pelo parâmetro Yp, ou seja, a abundância primordial de hélio por massa, de modo que Yp = 0.23 corresponde a 23% da massa total na forma do isótopo 4He. As demais abundâncias são dadas por número de átomos, relativas ao hidrogênio. Os valores atualmente aceitos para o parâmetro eta (razão de bárions sobre fótons) são da ordem de 3 a 6 10**-10, aproximadamente, de modo que as abundâncias previstas para os elementos produzidos pela nucleossíntese primordial são bastante precisas. Essas previsões têm sido largamente confirmadas por observações em sistemas antigos, teoricamente os mais adequados para determinar as abundâncias primordiais, e também pela aplicação de nossos conhecimentos sobre a evolução galáctica, pelos quais podemos interpretar as abundâncias observadas e a partir delas inferir os valores das abundâncias primordiais, para que sejam comparados com as previsões do modelo padrão. Figura 2. Abundâncias previstas para os isótopos produzidos pela nucleossíntese primordial, em função da razão entre bárions e fótons. Yp é a abundância de 4He por massa, D é o deutério e eta é a razão de bárions sobre fótons.
A maior parte dos elementos químicos que podemos observar é originada em processos que ocorrem no interior das estrelas, ou seja, processos de nucleossíntese estelar, em que a transformação de um elemento em outro é um subproduto da geração de energia nas estrelas. De maneira geral podemos subdividir esses processos em duas classes, a nucleossíntese quiescente, caracterizada pelas reações nucleares que ocorrem durante a vida de todas as estrelas, e a nucleossíntese explosiva, que ocorre somente nos estágios finais de estrelas de grande massa ou estrelas em sistemas binários, em explosões de supernovas. Os processos de nucleossíntese quiescente correspondem a uma queima nuclear hidrostática, isto é, ocorrem enquanto a estrela está em equilíbrio hidrostático, quando o peso das camadas superiores é equilibrado pela pressão do gás nas camadas inferiores, onde ocorrem as reações nucleares. Nessa fase, com duração de vários bilhões de anos para estrelas com massas próximas à do Sol, as dimensões e a temperatura superficial das estrelas praticamente não se alteram. Estrelas mais massivas, cujas massas são superiores a dez vezes a massa do Sol, aproximadamente, consomem seu combustível nuclear muito mais rapidamente, e têm uma duração muito menor do que as de menor massa. Nesse caso, o colapso causado pelo esgotamento do combustível nuclear é extremamente violento, gerando uma intensa instabilidade e uma explosão que ejeta as camadas mais externas da estrela ou mesmo toda ela. A energia gerada nesta explosão é extremamente alta, tipicamente 10**42 a 10**44 J, sendo suficiente para produzir as reações nucleares que dão origem aos elementos mais pesados que o Fe e outros elementos, inclusive alguns formados também pelo processo quiescente. Estrelas isoladas precisam ter massas acima de dez massas solares, aproximadamente, para sofrer o colapso que leva ao processo explosivo. No caso de sistemas binários, o processo pode acontecer com estrelas menos massivas. Parte da massa de uma das estrelas é transferida para a outra, geralmente uma estrela colapsada, formando um disco de acréscimo, onde a matéria é precipitada violentamente, causando a explosão do objeto colapsado. Note-se que os eventos catastróficos que dão origem aos elementos mais pesados que o 56Fe devem ser pouco frequentes, uma vez que a abundância cósmica desses elementos é muito mais baixa que a dos elementos do grupo do ferro, onde o número atômico Z está próximo de 26. Isto pode ser visto na figura 1, e sua explicação é dada pela existência de um número pequeno de estrelas de grande massa relativamente às estrelas com massas próximas da massa solar.
O processo mais simples de nucleossíntese quiescente é a queima de H com a formação de 4He, que pode ocorrer por meio da cadeia próton-próton ou do ciclo CNO. A cadeia próton-próton ocorre em estrelas com temperaturas centrais da ordem de 10**7 K, aproximadamente, suficientemente altas para que a energia cinética dos prótons possa ultrapassar a barreira coulombiana de potencial repulsivo que existe entre eles. São necessários quatro prótons para cada núcleo de 4He produzido, gerando energia, pósitrons e neutrinos no processo. É o processo padrão nas estrelas de baixa massa, e está ocorrendo no Sol há cerca de 4 bilhões de anos, sendo, em última análise, responsável pela luminosidade solar. Um exemplo das reações da cadeia próton-próton é:
Estrelas mais massivas, com núcleos mais quentes, onde a temperatura alcança valores superiores a 2 10**7 K, transformam H em He por meio do ciclo CNO, desde que haja disponibilidade de 12C no seu interior. Naturalmente, esse carbono não foi produzido na própria estrela, mas já fazia parte da nuvem interestelar que deu origem a ela, ou seja, o ciclo CNO só pode ocorrer após algumas gerações de estrelas massivas terem sido formadas e completado seu ciclo de vida. Elementos como 14N e 16O podem também ser produzidos nesta fase. Alguns exemplos de reações do ciclo CNO:
O processo de queima de H ocorre até que esse combustível se esgote na região central quente, levando a um colapso desta região, incapaz de suportar o peso das camadas superiores. Há então um novo aquecimento a temperaturas acima de 108 K, quando o próprio He se funde em 12C, no processo conhecido como triplo-?, por envolver 3 núcleos de hélio, ou seja, 3 partículas alfa:
Nesta fase as camadas externas da estrela se expandem e resfriam, e a estrela torna-se uma gigante vermelha. Dependendo de sua massa, as estrelas podem desenvolver regiões com múltiplas camadas em que há reações nucleares, como por exemplo a queima de 4He em 12C no núcleo e a queima simultànea de 1H em 4He em uma camada adjacente ao núcleo e um pouco mais fria do que este. Parte do carbono formado pode também se converter em 16O, se a temperatura central for suficientemente alta. Estrelas com massas semelhantes à do Sol ou maiores, até um limite da ordem de 8 massas solares (uma massa solar é igual a 2 10**30 kg), geralmente não conseguem ir além deste estágio, isto é, não podem formar elementos químicos mais pesados, a não ser nos casos em que fazem parte de sistemas binários, onde duas estrelas giram muito próximas uma da outra. Acima do limite de 8 massas solares aproximadamente - o valor exato depende da composição química - as temperaturas centrais atingem valores acima de 10**9 K e, em seus estágios finais de evolução, essas estrelas possibilitam a formação dos elementos mais pesados 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca e alguns de seus isótopos. Esses elementos são chamados elementos alfa, pois sua formação dá-se pela captura de um núcleo de 4He (uma partícula alfa) por um núcleo mais leve. Alguns exemplos:
Alguns destes elementos podem também ser formados na queima de C e O, como nas reações
No processo de formação de núcleos como 16O, 20Ne, etc., podem ser formados nêutrons, utlilizados mais tarde nos processos de nucleossíntese explosiva, como veremos. De modo geral, as reações nucleares são eficientes na fusão de elementos até o 56Fe, isto é, incluem também 44Sc, 48Ti, 52Cr e 56Fe. Os elementos do “grupo do ferro” são aqueles mais fortemente ligados, de modo que, acima deste elemento, as reações deixam de ser exotérmicas, interrompendo-se portanto a fase quiescente de queima nuclear.
Os principais processos de produção dos elementos mais pesados são o processo-s e o processo-r, sendo ambos processos em que núcleos como 56Fe e outros capturam nêutrons produzidos nas reações nucleares em fases evolutivas anteriores. O processo-s (de slow, lento) é um processo nucleossintético de captura de nêutrons em que o fluxo de nêutrons disponível não é muito alto, como acontece nos estágios finais de evolução de estrelas de massa intermediária, na fase de gigantes frias, na fase de queima hidrostática. O processo é denominado “lento” porque ocorre em escalas de tempo longas com relação ao tempo de decaimento beta. Com a captura de um nêutron e a liberação de um elétron, o número atômico aumenta, repetindo-se o processo até a formação de um novo núcleo estável. Nesse caso, um núcleo “semente” como o 56Fe pode capturar nêutrons em sucessivas reações nucleares, formando elementos como Co, Ni, Cu, Zn, etc., indo até o 209Bi, com Z = 83. Para os demais elementos além do 209Bi é necessário o processo-r (de “rápido”), em que à captura dos nêutrons segue-se o decaimento beta. Este processo está associado essencialmente a eventos explosivos energéticos, caracterizando portanto a nucleossíntese explosiva. Pode ocorrer nas explosões de supernovas de tipo II, deixando como remanescente uma estrela de nêutrons, ou seja, gerando enormes fluxos de nêutrons. Os elementos produzidos no processo-s podem também ser formados no processo-r, mas o processo-r alcança rapidamente os números atòmicos mais altos. Além dos processos s e r, os elementos mais pesados que o ferro podem também ser produzidos pelo processo-p, de captura direta de prótons, se a temperatura for suficientemente alta. No sistema solar, os elementos Y, Ba, Sr, Zr, La e Ce são produzidos principalmente pelo processo-s, enquanto que Eu, Dy e Sm são devidos essencialmente ao processo-r. Alguns elementos, como Rb, Pr e Nd são produzidos de maneira semelhante por ambos os processos.
Podemos observar na figura 1 que os elementos Li, Be e B têm uma abundância “cósmica” muito baixa, tipicamente 10**5 a 10**6 vezes menor que os elementos vizinhos C, N e O. O isótopo 7Li é produzido na nucleossíntese primordial, pelo menos parcialmente, como vimos. Esses elementos leves são destruídos com certa facilidade pelas reações nucleares que ocorrem nas estrelas, e seus processos de formação nas estrelas não são bem conhecidos. De fato, o 6Li, parte do 7Li, assim como o 9Be, 10B e possivelmente o 11B têm uma origem totalmente diferente, sendo produzidos pelas reações de espalação que ocorrem no meio interestelar, no que se poderia chamar nucleossíntese interestelar. A nossa Galáxia, a Via Láctea, tem a forma de um disco, caracterizado por uma espessura da ordem de 1000 parsecs e um diâmetro da ordem de 30.000 parsecs (1 parsec = 3 10**13 km). Nessa região concentra-se o gás e a poeira interestelares, como podemos observar facilmente em outras galáxias vizinhas semelhantes à nossa. O gás interestelar é constituído principalmente de hidrogênio, com uma pequena proporção de elementos mais pesados. A região interestelar é constantemente atravessada pelos raios cósmicos, que são prótons, elétrons, núcleos de He e de outros elementos mais pesados, acelerados em explosões de supernovas e outros eventos energéticos. O fluxo dos raios cósmicos é bem medido e sua propagação pela Galáxia é razoavelmente bem conhecida. As reações de espalação consistem essencialmente na fragmentação de núcleos pesados que compõem os raios cósmicos pelas colisões com átomos do gás interestelar, ou, inversamente, a fragmentação de átomos pesados interestelares pelas colisões com raios cósmicos leves. O processo de fragmentação é pouco eficiente para a formação de novos núcleos, aplicando-se essencialmente aos elementos leves Li, Be e B, cujas abundàncias são muito baixas, menores ou da ordem de 10**-10 em relação ao hidrogênio. Os demais elementos podem ser produzidos de maneira muito mais eficiente nas estrelas, como vimos, obtendo abundâncias muito mais altas. As observações dos elementos leves nas estrelas é geralmente difícil, necessitando de grandes telescópios e detectores de alta resolução ou observações feitas no espaço, devido justamente à sua baixa abundància, que leva à formação de linhas espectrais fracas, facilmente misturadas com linhas dos outros elementos mais abundantes, especialmente nas estrelas mais velhas, de baixa metalicidade. Ainda assim, os resultados obtidos a partir das observações estão geralmente em bom acordo com as previsões dos modelos da interação dos raios cósmicos com os átomos do gás interestelar. Embora a maior parte de nosso conhecimento sobre a origem dos elementos se deva a estudos em nossa própria galáxia - a Via Láctea - e em galáxias próximas, como Andrômeda e as Nuvens de Magalhães, recentemente alguns resultados interessantes têm sido apresentados sobre a composição química de objetos muito distantes, formados em épocas mais próximas da origem do universo. Esses objetos apresentam grandes desvios para o vermelho, ou redshift, de modo que a radiação emitida por eles levou cerca de 10 bilhões de anos ou mais para nos alcançar. A interpretação desses resultados ainda está em sua infância, mas, aparentemente, nos objetos formados em épocas mais próximas ao Big Bang, a formação de estrelas massivas e consequente síntese de elementos pesados foi muito rápida, o que parece necessário para explicar as abundâncias encontradas em sistemas muito antigos.
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Nas fases iniciais, havia apenas partículas elementares: elétrons, prótons, neutrinos, etc. e radiação, ou seja, fótons.
À medida que o universo se expandiu, esta radiação sofreu um efeito de diluição, alcançando hoje valores característicos da emissão de um corpo negro a 2.7 K (-270,45 C), cuja descoberta em 1964 permanece como a principal evidência observacional em favor do modelo do Big Bang.
Nos primeiros instantes do universo, este era dominado pela radiação, situação que se inverteu ao longo do tempo, com a formação de estruturas como as estrelas e galáxias e predomínio da matéria sobre a radiação. Uma medida adequada da relação entre matéria e radiação é a razão de bárions sobre fótons.
No modelo padrão, os produtos da nucleossíntese ocorrida nos primeiros instantes do universo - ou nucleossíntese primordial - dependem essencialmente dessa razão.
As fases iniciais, onde havia essencialmente partículas elementares e radiação podem ser caracterizadas por temperaturas maiores ou da ordem de T ~ 10**12 K (lê-se "10 elevado a doze", ou seja, o número 1 seguido de 12 zeros) e idades menores ou da ordem de t ~ 10**-4 segundos.
Com a expansão, a temperatura baixou para valores abaixo de T ~ 10**10 K, iniciando-se a nucleossíntese primordial propriamente dita em t ~ 100 s com T ~ 10**9 K, em que as espécies sintetizadas foram os principais isótopos de elementos leves:
o deutério D (ou 2H)
o trítio 3H, e os isótopos 3He, 4He e 7Li,
O núcleo mais simples (D) é produzido em colisões de prótons e nêutrons, e o 3He é formado da captura de um próton pelo deutério, ou por meio de colisões envolvendo dois núcleos de deutério, que podem também dar origem ao trítio.
O núcleo de 4He é formado basicamente pela captura de um deutério pelo trítio, ou pela colisão de dois núcleos de 3He.
As principais reações nucleares que ocorrem nesta fase estão ilustradas abaixo. Note-se que o processo se interrompe com o 7Li, pois, com a expansão, a densidade e a temperatura decrescem rapidamente, não sendo suficientes para novas reações envolvendo núcleos mais pesados após t ~1000 segundos. Uma estimativa da quantidade prevista dessas espécies está mostrada na figura 2, em função da razão de bárions sobre fótons, representada pela letra grega "eta". A abundância de He é medida pelo parâmetro Yp, ou seja, a abundância primordial de hélio por massa, de modo que Yp = 0.23 corresponde a 23% da massa total na forma do isótopo 4He. As demais abundâncias são dadas por número de átomos, relativas ao hidrogênio. Os valores atualmente aceitos para o parâmetro eta (razão de bárions sobre fótons) são da ordem de 3 a 6 10**-10, aproximadamente, de modo que as abundâncias previstas para os elementos produzidos pela nucleossíntese primordial são bastante precisas. Essas previsões têm sido largamente confirmadas por observações em sistemas antigos, teoricamente os mais adequados para determinar as abundâncias primordiais, e também pela aplicação de nossos conhecimentos sobre a evolução galáctica, pelos quais podemos interpretar as abundâncias observadas e a partir delas inferir os valores das abundâncias primordiais, para que sejam comparados com as previsões do modelo padrão. Figura 2. Abundâncias previstas para os isótopos produzidos pela nucleossíntese primordial, em função da razão entre bárions e fótons. Yp é a abundância de 4He por massa, D é o deutério e eta é a razão de bárions sobre fótons.
2.NUCLEOSSÍNTESE ESTELAR
A maior parte dos elementos químicos que podemos observar é originada em processos que ocorrem no interior das estrelas, ou seja, processos de nucleossíntese estelar, em que a transformação de um elemento em outro é um subproduto da geração de energia nas estrelas. De maneira geral podemos subdividir esses processos em duas classes, a nucleossíntese quiescente, caracterizada pelas reações nucleares que ocorrem durante a vida de todas as estrelas, e a nucleossíntese explosiva, que ocorre somente nos estágios finais de estrelas de grande massa ou estrelas em sistemas binários, em explosões de supernovas. Os processos de nucleossíntese quiescente correspondem a uma queima nuclear hidrostática, isto é, ocorrem enquanto a estrela está em equilíbrio hidrostático, quando o peso das camadas superiores é equilibrado pela pressão do gás nas camadas inferiores, onde ocorrem as reações nucleares. Nessa fase, com duração de vários bilhões de anos para estrelas com massas próximas à do Sol, as dimensões e a temperatura superficial das estrelas praticamente não se alteram. Estrelas mais massivas, cujas massas são superiores a dez vezes a massa do Sol, aproximadamente, consomem seu combustível nuclear muito mais rapidamente, e têm uma duração muito menor do que as de menor massa. Nesse caso, o colapso causado pelo esgotamento do combustível nuclear é extremamente violento, gerando uma intensa instabilidade e uma explosão que ejeta as camadas mais externas da estrela ou mesmo toda ela. A energia gerada nesta explosão é extremamente alta, tipicamente 10**42 a 10**44 J, sendo suficiente para produzir as reações nucleares que dão origem aos elementos mais pesados que o Fe e outros elementos, inclusive alguns formados também pelo processo quiescente. Estrelas isoladas precisam ter massas acima de dez massas solares, aproximadamente, para sofrer o colapso que leva ao processo explosivo. No caso de sistemas binários, o processo pode acontecer com estrelas menos massivas. Parte da massa de uma das estrelas é transferida para a outra, geralmente uma estrela colapsada, formando um disco de acréscimo, onde a matéria é precipitada violentamente, causando a explosão do objeto colapsado. Note-se que os eventos catastróficos que dão origem aos elementos mais pesados que o 56Fe devem ser pouco frequentes, uma vez que a abundância cósmica desses elementos é muito mais baixa que a dos elementos do grupo do ferro, onde o número atômico Z está próximo de 26. Isto pode ser visto na figura 1, e sua explicação é dada pela existência de um número pequeno de estrelas de grande massa relativamente às estrelas com massas próximas da massa solar.
QUEIMA DE H
O processo mais simples de nucleossíntese quiescente é a queima de H com a formação de 4He, que pode ocorrer por meio da cadeia próton-próton ou do ciclo CNO. A cadeia próton-próton ocorre em estrelas com temperaturas centrais da ordem de 10**7 K, aproximadamente, suficientemente altas para que a energia cinética dos prótons possa ultrapassar a barreira coulombiana de potencial repulsivo que existe entre eles. São necessários quatro prótons para cada núcleo de 4He produzido, gerando energia, pósitrons e neutrinos no processo. É o processo padrão nas estrelas de baixa massa, e está ocorrendo no Sol há cerca de 4 bilhões de anos, sendo, em última análise, responsável pela luminosidade solar. Um exemplo das reações da cadeia próton-próton é:
Estrelas mais massivas, com núcleos mais quentes, onde a temperatura alcança valores superiores a 2 10**7 K, transformam H em He por meio do ciclo CNO, desde que haja disponibilidade de 12C no seu interior. Naturalmente, esse carbono não foi produzido na própria estrela, mas já fazia parte da nuvem interestelar que deu origem a ela, ou seja, o ciclo CNO só pode ocorrer após algumas gerações de estrelas massivas terem sido formadas e completado seu ciclo de vida. Elementos como 14N e 16O podem também ser produzidos nesta fase. Alguns exemplos de reações do ciclo CNO:
QUEIMA DE He E ELEMENTOS PESADOS
O processo de queima de H ocorre até que esse combustível se esgote na região central quente, levando a um colapso desta região, incapaz de suportar o peso das camadas superiores. Há então um novo aquecimento a temperaturas acima de 108 K, quando o próprio He se funde em 12C, no processo conhecido como triplo-?, por envolver 3 núcleos de hélio, ou seja, 3 partículas alfa:
Nesta fase as camadas externas da estrela se expandem e resfriam, e a estrela torna-se uma gigante vermelha. Dependendo de sua massa, as estrelas podem desenvolver regiões com múltiplas camadas em que há reações nucleares, como por exemplo a queima de 4He em 12C no núcleo e a queima simultànea de 1H em 4He em uma camada adjacente ao núcleo e um pouco mais fria do que este. Parte do carbono formado pode também se converter em 16O, se a temperatura central for suficientemente alta. Estrelas com massas semelhantes à do Sol ou maiores, até um limite da ordem de 8 massas solares (uma massa solar é igual a 2 10**30 kg), geralmente não conseguem ir além deste estágio, isto é, não podem formar elementos químicos mais pesados, a não ser nos casos em que fazem parte de sistemas binários, onde duas estrelas giram muito próximas uma da outra. Acima do limite de 8 massas solares aproximadamente - o valor exato depende da composição química - as temperaturas centrais atingem valores acima de 10**9 K e, em seus estágios finais de evolução, essas estrelas possibilitam a formação dos elementos mais pesados 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca e alguns de seus isótopos. Esses elementos são chamados elementos alfa, pois sua formação dá-se pela captura de um núcleo de 4He (uma partícula alfa) por um núcleo mais leve. Alguns exemplos:
No processo de formação de núcleos como 16O, 20Ne, etc., podem ser formados nêutrons, utlilizados mais tarde nos processos de nucleossíntese explosiva, como veremos. De modo geral, as reações nucleares são eficientes na fusão de elementos até o 56Fe, isto é, incluem também 44Sc, 48Ti, 52Cr e 56Fe. Os elementos do “grupo do ferro” são aqueles mais fortemente ligados, de modo que, acima deste elemento, as reações deixam de ser exotérmicas, interrompendo-se portanto a fase quiescente de queima nuclear.
PROCESSO-S E PROCESSO-R
Os principais processos de produção dos elementos mais pesados são o processo-s e o processo-r, sendo ambos processos em que núcleos como 56Fe e outros capturam nêutrons produzidos nas reações nucleares em fases evolutivas anteriores. O processo-s (de slow, lento) é um processo nucleossintético de captura de nêutrons em que o fluxo de nêutrons disponível não é muito alto, como acontece nos estágios finais de evolução de estrelas de massa intermediária, na fase de gigantes frias, na fase de queima hidrostática. O processo é denominado “lento” porque ocorre em escalas de tempo longas com relação ao tempo de decaimento beta. Com a captura de um nêutron e a liberação de um elétron, o número atômico aumenta, repetindo-se o processo até a formação de um novo núcleo estável. Nesse caso, um núcleo “semente” como o 56Fe pode capturar nêutrons em sucessivas reações nucleares, formando elementos como Co, Ni, Cu, Zn, etc., indo até o 209Bi, com Z = 83. Para os demais elementos além do 209Bi é necessário o processo-r (de “rápido”), em que à captura dos nêutrons segue-se o decaimento beta. Este processo está associado essencialmente a eventos explosivos energéticos, caracterizando portanto a nucleossíntese explosiva. Pode ocorrer nas explosões de supernovas de tipo II, deixando como remanescente uma estrela de nêutrons, ou seja, gerando enormes fluxos de nêutrons. Os elementos produzidos no processo-s podem também ser formados no processo-r, mas o processo-r alcança rapidamente os números atòmicos mais altos. Além dos processos s e r, os elementos mais pesados que o ferro podem também ser produzidos pelo processo-p, de captura direta de prótons, se a temperatura for suficientemente alta. No sistema solar, os elementos Y, Ba, Sr, Zr, La e Ce são produzidos principalmente pelo processo-s, enquanto que Eu, Dy e Sm são devidos essencialmente ao processo-r. Alguns elementos, como Rb, Pr e Nd são produzidos de maneira semelhante por ambos os processos.
3. A NUCLEOSSÍNTESE INTERESTELAR
Podemos observar na figura 1 que os elementos Li, Be e B têm uma abundância “cósmica” muito baixa, tipicamente 10**5 a 10**6 vezes menor que os elementos vizinhos C, N e O. O isótopo 7Li é produzido na nucleossíntese primordial, pelo menos parcialmente, como vimos. Esses elementos leves são destruídos com certa facilidade pelas reações nucleares que ocorrem nas estrelas, e seus processos de formação nas estrelas não são bem conhecidos. De fato, o 6Li, parte do 7Li, assim como o 9Be, 10B e possivelmente o 11B têm uma origem totalmente diferente, sendo produzidos pelas reações de espalação que ocorrem no meio interestelar, no que se poderia chamar nucleossíntese interestelar. A nossa Galáxia, a Via Láctea, tem a forma de um disco, caracterizado por uma espessura da ordem de 1000 parsecs e um diâmetro da ordem de 30.000 parsecs (1 parsec = 3 10**13 km). Nessa região concentra-se o gás e a poeira interestelares, como podemos observar facilmente em outras galáxias vizinhas semelhantes à nossa. O gás interestelar é constituído principalmente de hidrogênio, com uma pequena proporção de elementos mais pesados. A região interestelar é constantemente atravessada pelos raios cósmicos, que são prótons, elétrons, núcleos de He e de outros elementos mais pesados, acelerados em explosões de supernovas e outros eventos energéticos. O fluxo dos raios cósmicos é bem medido e sua propagação pela Galáxia é razoavelmente bem conhecida. As reações de espalação consistem essencialmente na fragmentação de núcleos pesados que compõem os raios cósmicos pelas colisões com átomos do gás interestelar, ou, inversamente, a fragmentação de átomos pesados interestelares pelas colisões com raios cósmicos leves. O processo de fragmentação é pouco eficiente para a formação de novos núcleos, aplicando-se essencialmente aos elementos leves Li, Be e B, cujas abundàncias são muito baixas, menores ou da ordem de 10**-10 em relação ao hidrogênio. Os demais elementos podem ser produzidos de maneira muito mais eficiente nas estrelas, como vimos, obtendo abundâncias muito mais altas. As observações dos elementos leves nas estrelas é geralmente difícil, necessitando de grandes telescópios e detectores de alta resolução ou observações feitas no espaço, devido justamente à sua baixa abundància, que leva à formação de linhas espectrais fracas, facilmente misturadas com linhas dos outros elementos mais abundantes, especialmente nas estrelas mais velhas, de baixa metalicidade. Ainda assim, os resultados obtidos a partir das observações estão geralmente em bom acordo com as previsões dos modelos da interação dos raios cósmicos com os átomos do gás interestelar. Embora a maior parte de nosso conhecimento sobre a origem dos elementos se deva a estudos em nossa própria galáxia - a Via Láctea - e em galáxias próximas, como Andrômeda e as Nuvens de Magalhães, recentemente alguns resultados interessantes têm sido apresentados sobre a composição química de objetos muito distantes, formados em épocas mais próximas da origem do universo. Esses objetos apresentam grandes desvios para o vermelho, ou redshift, de modo que a radiação emitida por eles levou cerca de 10 bilhões de anos ou mais para nos alcançar. A interpretação desses resultados ainda está em sua infância, mas, aparentemente, nos objetos formados em épocas mais próximas ao Big Bang, a formação de estrelas massivas e consequente síntese de elementos pesados foi muito rápida, o que parece necessário para explicar as abundâncias encontradas em sistemas muito antigos.
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Uma estrela entra na sequência principal quando sai da fase de proto-estrela, isso ocorre assim que a temperatura de seu núcleo, atinge um valor suficiente para iniciar a fusão de hidrogênio em hélio, e, permanecerá nesta fase dependendo criticamente de sua massa.
As estrelas de maior massa, as quente e azuis das classes estelares O e B queimam rapidamente seu estoque de hidrogênio, e portanto, permanecem na sequência principal por pouco tempo, de onde saem para a fase de subgigante ou gigantes vermelhas, e, como já dissemos, a posição e o tempo que uma estrela permanecerá na sequência principal dependem criticamente de sua massa.
Estrelas menos maciças e mais frias como as anãs vermelhas, queimam hidrogênio mais lentamente, aparecem no canto inferior da sequência principal e permanecem lá por centenas de bilhões de anos.
O Sol é uma estrela de sequência principal, gerando sua própria energia através da fusão nuclear do hidrogênio em núcleos de hélio.
O Sol funde em seu núcleo, 620 milhões de Tonelada métrica de hidrogênio por segundo.
O Sol funde em seu núcleo, 620 milhões de Tonelada métrica de hidrogênio por segundo.
FORMAÇÃO DOS ELEMENTOS QUÍMICOS
Walter J. Maciel IAG/USP
[Trabalho publicado na Revista USP,
no. 62, 66-73, jun/ago 2004]
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