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Fusão nuclear do carbono

A fusão nuclear do carbono é uma reação nuclear de fusão que se dá em estrelas massivas (com no mínimo 4 MSol desde seu nascimento) que já tenham usado todos os elementos químicos mais leves em processos de fusão nuclear em seu núcleo. Para isto se requerem temperaturas de 6×108 K e densidades de 2×108 kg/m3.

Reações

As principais reações envolvidas na fusão nuclear do carbono são:

12C + 12C → 24Mg + γ
→ 23Mg + n
→ 23Na + 1H
→ 20Ne + 4He
→ 16O + 2 4He

Energias produzidas e absorvidas

12C + 12C → 20Ne + 4He + 4.617 MeV
12C + 12C → 23Na + 1H + 2.241 MeV
12C + 12C → 23Mg + n - 2.599 MeV (endotérmica) (citado como -0.70 MeV [1])

Alternativamente, com menor probabilidade

12C + 12C → 24Mg + γ + 13,93 MeV [1]
12C + 12C → 16O + 2 4He -0.48 MeV (endotérmica)[1]
12C + 12C → 16O + 8Be -0.208 MeV (endotérmica)[2]

Enquanto está em fusão o hélio, a estrela cria um núcleo inerte de carbono e oxigênio. Uma vez esgotado o hélio no núcleo por ser transmutado em carbono, este se colapsa devido ao encerramento das fusões de hélio, que existiam em equilíbrio com a gravidade, ainda que as camadas superiores se expandam. O volume no núcleo diminui, como conseqüência aumenta a densidade e temperatura do núcleo aos níveis necessários para que o carbono possa entrar em fusão. Uma vez começada a fusão do carbono a temperatura no núcleo da estrela se eleva mais ainda, permitindo que o hidrogênio e o hélio situados nas camadas superiores passem novamente por um processo de fusão. Em consequência destes processos, aumenta o tamanho da estrela.

Ao fundir-se o carbono, os produtos da reação (O, Mg, Ne) se acumulam em um novo núcleo inerte. Depois de uns tantos milhares de anos, o núcleo transmutado se esfria e se contrai novamente. Esta contração eleva de novo a temperatura e a densidade permitindo que o neônio possa fundir-se (ver fusão nuclear do neônio). Estas novas temperaturas permitem ademais que haja camadas de carbono, hélio e hidrogênio, externas ao núcleo, que entrem em fusão também.

Para temperaturas da ordem de 0,8 a 1,0 bilhões de kelvin, a fusão do carbono processa-se em equilíbrio hidrostático. Para temperaturas maiores que 2 bilhões de kelvin a fusão ocorre em escala hidrodinâmica. Na explosão, o choque aquece a matéria ainda não queimada, iniciando a fusão e acelerando-a. O material processado expande e esfria, interrompendo as reações termonucleares.[2]

Neste ponto, estrelas com massas entre 4 e 8 vezes a massa do sol se desestabilizam e expulsam as camadas exteriores, restando uma anã branca.

Estrelas ainda mais massivas podem proceder com o processo de fusão nuclear do oxigênio e subsequentemente com a fusão do silício.

Desenvolvimento

Tem-se estudado numericamente o efeito da convecção na fusão hidrostática do carbono em núcleos degenerados com massa de 1,4 MSol.[3]

Diversas implicações deste processo estelar tem sido estudados, inclusive, sua importância nos raios cósmicos, especialmente nas reações 12C(α, γ)16O e a fusão 12C + 12C.[4]

Examina-se a possibilidade de anomalias isotópicas para elementos pesados em meteoritos serem sintetizados em captura de nêutrons durante a fusão explosiva do carbono.[5]

Ver também

Referências

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 Fusion of Carbon and Oxygen - www.astrophysicsspectator.com (em inglês)
  2. ↑ 2,0 2,1 Queima do Carbono - astro.if.ufrgs.br
  3. ↑ A. D. Kudryashov, V. A. Shcherbatyuk and E. V. Ergma; The effect of convection on the process of carbon burning in a degenerate core; Astrophysics and Space Science; Volume 66, Number 2 / December, 1979; DOI 10.1007/BF00650013 - www.springerlink.com (em inglês)
  4. ↑ F. Strieder; Reaction data in helium and carbon burning; 2008 J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. 35 014009; DOI 10.1088/0954-3899/35/1/014009 - www.iop.org[ligação inativa] (em inglês)
  5. ↑ Lee, T. ; Schramm, D.N., Wefel, J.P., Blake, J.B.; Isotopic anomalies from neutron reactions during explosive carbon burning; Astrophys. J. ; Vol/Issue: 232:3 1979 Sep - www.osti.gov (em inglês)

Ligações externas


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