Fusão nuclear do oxigênio

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A fusão nuclear do oxigênio é uma reação de fusão nuclear que ocorre em estrelas massivas que tenham usado os elementos mais leves em seus núcelos. Ele ocorre a 1.5×109 K e densidades de 1010 kg/m3.

As principais reações são:

16O + 16O 28Si + 4He + 9.594 MeV
31P + 1H + 7.678 MeV
31S + n + 1.500 MeV
30Si + 21H + 0.381 MeV
30P + 2D - 2.409 MeV

Alternativamente

16O + 16O 32S + γ
24Mg + 24He

Com o processo de fusão do neônio um núcleo interno de O-Mg forma-se no centro da estrela. Quando a fusão de neônio se encerra, o núcleo contrai e sua temperatura aumenta até atingir o ponto de ignição da fusão do oxigênio. Em um período de aproximadamente seis meses a um ano a estrela consome seu oxigênio, acumulando um novo núcleo rico em silício. Este núcleo é inerte porque não é quente o suficiente. Uma vez que o oxigênio está exaurido, o núcleo esfria e se contrai. Esta contração o aquece ao ponto que tem início o processo de fusão nuclear do silício. Externamente a este processo, há uma camada de oxigênio em fusão, seguida por uma camada de neônio, uma camada de carbono, uma camada de hélio e a camada de hidrogênio.[1]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. MORAIS, Antônio Manuel Alves. A origem dos elementos químicos: Uma abordagem inicial. São Paulo: Livraria da Física, 2009. p. 86. ISBN 978-85-7861-042-5

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

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