Queima de Hidrogénio e Hélio

As duas reações que alimentam a grande maioria das estrelas são a fusão de hidrogénio em hélio e, posteriormente, a fusão de hélio em carbono; juntas, elas produzem a maior parte da energia de uma estrela e os primeiros elementos pesados.

Definition

A queima de hidrogénio é a fusão de quatro núcleos de hidrogénio num núcleo de hélio que alimenta as estrelas da sequência principal, e a queima de hélio é a fusão subsequente de núcleos de hélio em carbono e oxigénio em estrelas evoluídas.

Scope

O tópico abrange a queima de hidrogénio pela cadeia protão-protão que domina em estrelas de menor massa e o ciclo carbono-nitrogénio-oxigénio que domina em estrelas mais massivas, a sensibilidade à temperatura dessas reações e a queima de hélio pelo processo triplo-alfa, juntamente com a captura alfa que produz oxigénio.

Core questions

• Como as estrelas fundem hidrogénio em hélio?
• Por que a cadeia protão-protão domina em algumas estrelas e o ciclo CNO em outras?
• Como três núcleos de hélio podem combinar-se em carbono?
• Por que a queima de hidrogénio e hélio é tão sensível à temperatura?

Key concepts

• cadeia protão-protão
• ciclo CNO
• processo triplo-alfa
• estado de Hoyle
• tunelamento quântico
• pico de Gamow
• captura alfa

Key theories

Queima de hidrogénio: cadeia protão-protão e ciclo CNO

As estrelas convertem hidrogénio em hélio através da cadeia protão-protão, na qual os protões se fundem diretamente em etapas, ou através do ciclo CNO, no qual carbono, nitrogénio e oxigénio atuam como catalisadores; o ciclo CNO é muito mais sensível à temperatura e domina em estrelas mais quentes e massivas.

Queima de hélio pelo processo triplo-alfa

A temperaturas mais elevadas, três núcleos de hélio fundem-se em carbono-12 através de um intermediário de berílio-8 de curta duração e de um estado excitado ressonante de carbono previsto por Hoyle; uma posterior captura alfa produz oxigénio, estabelecendo a razão carbono-oxigénio no universo.

Mechanisms

Núcleos carregados repelem-se eletrostaticamente, de modo que a fusão ocorre apenas por tunelamento quântico nas altas temperaturas dos núcleos estelares, tornando as taxas de reação fortemente dependentes da temperatura. A queima de hidrogénio constrói lentamente um núcleo de hélio; uma vez que esse núcleo atinge aproximadamente cem milhões de Kelvin, a reação triplo-alfa acende o hélio em carbono e oxigénio.

Clinical relevance

Estas reações determinam a produção de energia, a estrutura e as durações de vida das estrelas da sequência principal e gigantes, fixam a luminosidade solar que aquece a Terra e produzem o hélio, carbono e oxigénio que semeiam o resto da química cósmica; a cadeia protão-protão solar é também a fonte dos neutrinos usados para testar modelos estelares.

History

Bethe e von Weizsacker desenvolveram a cadeia protão-protão e o ciclo CNO no final da década de 1930, identificando a queima de hidrogénio como a fonte de energia estelar, e na década de 1950 Salpeter e Hoyle estabeleceram o processo triplo-alfa, com Hoyle a prever a ressonância do carbono posteriormente confirmada em laboratório.

Key figures

• Hans Bethe
• Carl Friedrich von Weizsacker
• Fred Hoyle
• Edwin Salpeter

Seminal works

• bethe1939
• clayton1983

Frequently asked questions

Por que o Sol não funde todo o seu hidrogénio de uma vez?

A taxa de fusão depende fortemente da temperatura e é autorreguladora: se o núcleo aquecesse, expandir-se-ia e arrefeceria, diminuindo a fusão, de modo que o Sol queima o seu hidrogénio de forma constante ao longo de milhares de milhões de anos, em vez de de forma descontrolada.

O que é o estado de Hoyle?

É um nível de energia excitado específico do núcleo de carbono-12 cuja existência Fred Hoyle previu porque o processo triplo-alfa não poderia, de outra forma, produzir carbono suficiente; a sua posterior descoberta experimental confirmou como a queima de hélio constrói carbono nas estrelas.