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Fusão nuclear do neônio

A fusão nuclear do neônio é um tipo de reação nuclear que só ocorre em estrelas massivas (pelo menos 8 MSolar). A fusão do neônio requer altas temperaturas e densidades de aproximadamente 1.2×109 K e 4×109 kg/m3.

A tais temperaturas a fotodesintegração se converte em um efeito significativo, algumas partículas de neônio se decompõe, liberando partículas alfa assim:

20Ne + γ → 16O + 4He

Estas partículas alfa podem ser recicladas para produzir magnésio-24:

20Ne + 4He → 24Mg + γ

Ou, alternativamente:

20Ne + n → 21Ne + γ
21Ne + 4He → 24Mg + n

Onde o nêutron consumido no primeiro passo é regenerado no segundo.

A fusão do neônio toma lugar após a fusão do carbono ter consumido todo o carbono do núcleo e ter sido formado um novo núcleo de oxigênio/neônio/magnésio. O núcleo se esfria, a pressão gravitacional o comprime, aumentando a densidade e a temperatura até o ponto de ignição da fusão do neônio.

Durante a fusão nuclear do neônio, oxigênio e magnésio acumulam-se no núcleo central enquanto o neônio é consumido. Após uns poucos anos a estrela consome todo seu neônio e o núcleo esfria mais uma vez. Conseqüentemente, a pressão gravitacional toma lugar e comprime o núcleo central, aumentando sua densidade e temperatura até que possa começar o processo de fusão nuclear do oxigênio.

Estudam-se a formação de alumínio-26 e emissão e observação astronômica de raios gama em combustões de neônio explosivas, durante os processos de fusão do carbono.[1] Igualmente, estudam-se os processos de fusão de neônio nas estrelas de massas acima de 4 massas solares onde já estabeleceu-se a fusão do oxigênio.[2] Estuda-se a fusão de neônio em camadas externas ao núcleo de matéria degenerada.[3] Os processos nucleares finais de estrelas massivas incluindo a fusão de neônio, passando pela fusão de hélio e demais processos de núcleos mais leves, são importantes na formação de binários e estrelas de nêutrons duplas.[4] Um campo de pesquisa é o processo de fusão do neônio e outros em estrelas supermassivas, com massas acima de 60 massas solares.[5] A importância da fusão do neônio na emissão de raios cósmicos também é campo de estudos.[6]

Ver também

Referências

  1. ↑ Woosley, S. E., Weaver, T. A.; Explosive neon burning and Al-26 gamma-ray astronomy; Astrophysical Journal, Part 1, vol. 238, June 15, 1980, p. 1017-1025. - adsabs.harvard.edu (em inglês)
  2. ↑ Arnett, W. D.; Advanced evolution of massive stars. V - Neon burning; Astrophysical Journal, vol. 193, Oct. 1, 1974, pt. 1, p. 169-176. - adsabs.harvard.edu (em inglês)
  3. ↑ Claudio Ritossa, Enrique García-Berro and Icko Iben, Jr.; On the Evolution of Stars that Form Electron-degenerate Cores Processed by Carbon Burning. V. Shell Convection Sustained by Helium Burning, Transient Neon Burning, Dredge-out, Urca Cooling, and Other Properties of an 11 M Population I Model Star; The Astrophysical Journal, 515:381–397, 1999 April 10 - www.journals.uchicago.edu (em inglês)
  4. ↑ J. D. M. Dewi, O. R. Pols; The late stages of evolution of helium star-neutron star binaries and the formation of double neutron star systems; Mon. Not. R. Astron. Soc. 000, 1–16 - arxiv.org (em inglês)
  5. ↑ M.F. El Eid, N. Prantzos and N. Langer; Advanced phases and nucleosynthesis in very massive stars; Lecture Notes in Physics; Volume 287/1987 - www.springerlink.com (em inglês)
  6. ↑ B. S. Meyera, N. Luoa, L. -S. Thea and M. F. El Eid; Nucleosynthesis and composition at the cosmic ray source; Advances in Space Research; Volume 19, Issue 5, 1997 - www.sciencedirect.com (em inglês)

Ligações externas


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