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 decompõem, liberando partículas alfa, assim:
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 o seu neônio e o núcleo esfria mais uma vez. Consequentemente, 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
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ Woosley, S. E.; Weaver, T. A. (1 de junho de 1980). «Explosive neon burning and Al-26 gamma-ray astronomy». The Astrophysical Journal: 1017–1025. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/158067. Consultado em 11 de outubro de 2022
- ↑ Arnett, W. D. (1 de outubro de 1974). «Advanced evolution of massive stars. V. Neon burning.». The Astrophysical Journal: 169–176. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/153143. Consultado em 11 de outubro de 2022
- ↑ Ritossa, Claudio; Garcia‐Berro, Enrique; Iben, Jr., Icko (10 de abril de 1999). «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 (em inglês) (1): 381–397. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/307017. Consultado em 11 de outubro de 2022
- ↑ 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)
- ↑ 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)
- ↑ 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
[editar | editar código-fonte]- «K. Langanke - Nuclear Astrophysics 11: Advanced burning stages of massive stars - theory.gsi.de» (PDF) (em inglês) (incluindo a fusão do carbono, do silício e do oxigênio)
