A Forja da Matéria
Nucleossíntese
Núcleos: núcleo
Synthesik: fabricação, construção
Gustavo F. Porto de Mello
UFRJ/Observatório do Valongo
Big
Bang
Big Bang
Demócrito
~460-370 a.C.
Leucipo
~450 a.C.
Antiga China: água, ar, fogo, metal, terra
Mendeleev (1869)
O Glorioso Século da Mecânica Quântica
1896 Thomson descobre o elétron
1906 Rutherford descobre o núcleo atômico
1913 Bohr explica a estrutura do hidrogênio
1918 Rutherford descobre o próton
1932 Chadwick descobre o nêutron
1932 Eddington sugere uma fonte nuclear para a
energia das estrelas (corrigindo Lord Kelvin)
A mecânica quântica explica a estrutura da matéria
O Glorioso Século da Astronomia
Recessão das galáxias
Edwin Hubble
(1929)
Cosmologia e a Origem do Universo
Até 3 minutos: nucleossíntese primordial
Cosmologia e a Origem do Universo
Formação de Estruturas
mapa de microondas
~ 400 mil anos
Prêmio Nobel
de Física de 2006
(George Smoot)
WMAP – Radiação Cósmica de Fundo
Eco da Grande Explosão com temperatura de 2.7 K
Cosmologia e a Origem do Universo
Expansão Acelerada
Gás
intergalático
3.6 %
Neutrinos
0.1 %
Buracos negros
supermassivos
0.04 %
Estrelas e gás
Luminoso
0.4%
96% do Universo é composto de algo
que não sabemos o que é...
Radiação
0.005%
A vida que conhecemos
é composta deste material
Cosmologia e Nucleossíntese
70 %
28 %
2%
Cosmologia e a Origem do Universo
~2.000 galáxias
59 milhões de anos-luz de distância
Núcleo do Superaglomerado Local
Aglomerado
de Virgem
Estrelas
Estrutura Solar
Sol em raios-X
O Ciclo Próton-Próton
0.26 MeV
1.26 MeV
5,49 MeV
12.9 MeV
massa de 4 átomos de H = 4 x 1,0075 UMA = 4,0300 UMA
massa de 1 átomo de He =
4,0013 UMA
____________
∆m = 0,02870 UMA
Total ∆E = 4,38 x 10-5 erg = 26,73 MeV
Luminosidade solar = 3,83 x 1033 erg.s-1
3,83 x 1033 erg.s-1 / 4,38 x 10-5 erg
= 0,89 x 1038 conversões.s-1 de H → He
3,8.1033 erg .s − 1
= 0,89.1038 conversões
−5
4, 28.10 erg
O Sol gasta ~10-19 de seus
núcleos de H a cada segundo
Consumo = 3,6 x 1038 núcleos.s-1
Energia química ~104 anos
Energia potencial ~107 anos
33
−1
3,8.10 erg .s
4, 28.10 − 5 erg
Pode brilhar a esta taxa
= 0,89.10
por conversões
100 bilhões de anos
38
Ciclo CNO de fusão do hidrogênio
Libera
26,7 MeV
por
ciclo
de
reações
CNO agem
apenas como
catalisadores
Energia Média de Ligação por Nucleón
Nucleossíntese Moderna
George Gamow mostra
em 1948 como as
Abundâncias de H e He
podiam ser bem
explicadas pela
nucleossíntese
primordial
durante o Big Bang
Nucleossíntese Moderna
Nucleossíntese Moderna
William
Fowler
Allistair
Cameron
Fred
Hoyle
Geoffrey
Burbidge
Margaret
Burbidge
Descreveram em 1957 todos
os processos nucleossintéticos
pelos quais a criação de todos
os elementos da tabela periódica
poderia ser explicada
Abundâncias Cósmicas
H
12
He
10
C
8
O
Ne
Fe
Mg Si S
Ar Ca
Ni
Cr
Ti
Na Al
Zn
Mn
P Cl K
Co Ge Se Kr Sr
F
Zr
Cu
V
B
Mo
Li
Sc
Ga
As
Nb
Be
log N
N
6
4
2
0
-2
0
5
10
15
20
25
30
número atômico Z
35
40
45
50
Abundâncias Cósmicas
4
3
Te
I
Xe
Pt
log N
2
Pb
Au
1
Ag Tl
U
0
-1
-2
lantanídeos
50
55
60
65
actinídeos
70
75
80
número atômico Z
85
90
95
100
Nucleossíntese Moderna
Sociologia Estelar: Sequência Principal
Luminosidade
QUEIMA
DE H
Temperatura
As Vidas das Estrelas
Massa
Luminosidade
Tempo de Vida
(Sol)
(vezes o Sol)
(anos)
0,1
0,5
1,0
1,3
1,5
4
8
15
30
0,0001
0,06
1
3
5
250
620
50.000
800.000
10.000 bilhões
83 bilhões
10,5 bilhões
4,3 bilhões
3 bilhões
160 milhões
130 milhões
3 milhões
380 mil
Estrelas Gigantes Vermelhas
Queima do He e síntese do C
4
4
8
He
+
He
→
Be
+γ
2
2
4
8
4
12
Be
+
He
→
C
*
4
6
12
12
C
*
→
C
+γ
6
6
flash de queima de hélio
Gigantes
Vermelhas
Aldebaran (Touro)
Arcturus (Boieiro)
Grande parte das estrelas
brilhantes do céu são gigantes
Supergigantes Vermelhas
Queima do Carbono
C12 + 2He4 → 8O16 + γ
8
O16 + 2He4 → 10Ne20 + γ
10
Ne20 + 2He4 → 12Mg24 + γ
6
C12 + 6C12 → 12Mg24 + γ
6
C12 + 6C12 → 11Na23 + 1H1
6
C12 + 6C12 → 10Ne20 + 2 2He4
6
C12 + 6C12 → 12Mg23 + n
6
C12 + 6C12 → 8O16 + 2 2He4
6
Supergigantes Vermelhas
Antares
Cerca da metade das estrelas mais
brilhantes do céu são supergigantes
Betelgeuse:
Alfa Orionis
A Morte Suave das Estrelas de Baixa Massa:
As Nebulosas Planetárias
Cinzas Estelares: Anãs Brancas
Uma colher de chá = uma tonelada !
Cinzas Estelares: Anãs Brancas
A Morte Espetacular das Estrelas de Grande
Massa: SUPERNOVA !
Antes ...
Depois !
SN 1987A, na Grande Nuvem de Magalhães
A Morte Espetacular das Estrelas de Grande
A mais violenta deflagração estelar conhecida
A mais violenta deflagração estelar conhecida
Produz:
O, Ne, Mg, Si, S,
Ar, Ca ...
O pico do Fe
Elementos mais
pesados até o U
e além
Remanescentes de Supernova
Nebulosa do Caranguejo
A supernova dos chineses em 1054
Remanescentes de Supernova
Nebulosa do Caranguejo
A supernova dos chineses em 1054
Novas
Nova Herculis
1934
A vida estelar em um sistema
binário é muito mais complicada...
Novas
A vida estelar em um sistema
binário é muito mais complicada...
Supernovas Tipo Ia
Supernovas Tipo Ia
Subrahmanyan Chandrasekhar (1930)
Acréscimo
de H
raios-X
Massa de Chandrasekhar = 1,4 massas solares
Supernovas Tipo Ia
Flash
termonuclear
O limite de Chandrasekhar fixa a massa
máxima de acresção de hidrogênio
Processos de Captura de Nêutrons
Processo-s (slow)
C + α → n + 16O
22
Ne + α → n + 25Mg
13
Reações que
produzem nêutrons
Processos de Captura de Nêutrons
Processo-s (slow)
C + α → n + 16O
22
Ne + α → n + 25Mg
13
Estrelas
Gigantes
do Ramo
Assintótico
(AGB stars)
Processos de Captura de Nêutrons
Processo-s (slow)
C(α,n)16O
22
Ne(α,n)25Mg
13
Caldeirões de produção da Química
Estrelas de grande massa: maiores que 8 MSol
Vivem milhões de anos. Morrem como
supernovas.
Produzem He, C, O, Ne, Na, Mg, Al, Si, P, S, K,
Ca, Fe e todos os outros elementos pesados
Estrelas de massa intermediária: entre 0,5 MSol e 8 MSol
Vivem bilhões de anos. Morrem como nebulosas
planetárias
Produzem He, C e alguns elementos pesados
Estrelas de baixa massa : menor que 0,5 MSol
Vivem trilhões de anos.
Não fazem nada. Não produzem nada
Cinzas Estelares: Anãs Brancas
A companheira (quase) invisível de Sírio
Processos de Captura de Nêutrons
Sr:
86
Sr:
87
Sr:
88
Sr:
84
100% p
47% main-s
50.3% main-s
92.3% main-s
53% weak-s
49.7% weak-s
7.7% weak-s
Sr: 84% main-s ; 15% weak-s ; 0% strong-s ; 0% r ; 1% p
Ba:
132
Ba:
134
Ba:
135
Ba:
136
Ba:
137
Ba:
138
Ba:
130
100%
100%
100%
2.6%
100%
66%
86%
p
p
main-s
main-s 97.34% r
main s
main s 34.5% r
main-s 14.3% r
Ba: 80.1% main-s ; 0% weak-s ; 0% strong-s ; 18.7% r ; 0.3% p