Ciclo CNO
O ciclo CNO (carbono-nitrogênio-oxigênio) é uma das reações de fusão pelas quais as estrelas convertem hidrogênio em hélio, sendo a outra a cadeia próton-próton. Ainda que a cadeia próton-próton seja mais importante nas estrelas da massa do Sol ou menor, os modelos teóricos mostram que o ciclo CNO é a fonte de energia dominante nas estrelas mais massivas. O processo CNO foi proposto em por Carl von Weizsäcker[1] e Hans Bethe[2] independentemente em 1938 e 1939, respectivamente.
No ciclo CNO, quatro prótons fundem-se usando isótopos de carbono, nitrogênio e oxigênio que atuarão como catalisadores para produzir uma partícula alfa, dois pósitrons e dois neutrinos. Os pósitrons irão sempre instantaneamente aniquilar-se com elétrons, liberando energia na forma de radiação gama. Os neutrinos escapam da estrela levando alguma energia. Os isótopos de carbono, nitrogênio, e oxigênio são para todos os efeitos um núcleo que irá passar por um número de transformações em um ciclo sem fim, reciclando-se.
CNO-I
[editar | editar código-fonte]As reações principais do ciclo CNO são:[3]
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12C + ¹H → 13N + γ +1,95 MeV 13N → 13C + e+ + νe +1,37 MeV 13C + ¹H → 14N + γ +7,54 MeV 14N + ¹H → 15O + γ +7,35 MeV 15O → 15N + e+ + νe +1,86 MeV 15N + ¹H → 12C + 4He +4,96 MeV
O núcleo de carbono-12 usado na primeira reação é regenerado na última.
CNO-II
[editar | editar código-fonte]Há uma versão menos frequente da reação, que ocorre só em 0,04% das vezes, na qual a reação final acima não produz 12C e 4He, mas 16O e um fóton, e continua assim:
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15N + ¹H → 16O + γ +12.13 MeV 16O + ¹H → 17F + γ +0.60 MeV 17F → 17O + e+ + νe +2.76 MeV 17O + ¹H → 14N + 4He +1.19 MeV 14N + ¹H → 15O + γ +7.35 MeV 15O → 15N + e+ + νe +2,75 MeV
Como o carbono, nitrogênio e oxigênio envolvidos nas reações principais, o flúor produzido na etapa menor é meramente catalítico e em estado estável, não se acumulando na estrela.
Ciclo OF
[editar | editar código-fonte]Esta etapa subdominante é significativa somente para estrelas pesadas. As reações são iniciadas quando uma das reações no subciclo CNO-II resulta em flúor-18 e raios gama no lugar de nitrogênio-14 e partículas alfa:
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15N + ¹H → 16O + γ 16O + ¹H → 17F + γ 17F → 17O + e+ + νe 17O + ¹H → 14N + 4He
Note-se que todos os ciclos CNO têm o mesmo resultado líquido:
- 4 p → 4He + 2 e+ + 2 νe + γ + 26.8 MeV
Em astronomia
[editar | editar código-fonte]Ainda que o número total de núcleos "catalíticos" do CNO se conserve durante o ciclo, durante a evolução estelar se alteram as proporções relativas dos núcleos. Quando o ciclo chega ao equilíbrio, a proporção de núcleos de 12C/13C chega a 3,5, e o 14N se converte no núcleo mais numeroso, sem importar a composição inicial. Durante a evolução de uma estrela, episódios de mistura convectiva levam material sobre o que tenha operado o ciclo CNO desde o interior da estrela até a superfície, alterando a composição observada da estrela. Observa-se que as gigantes vermelhas têm proporções menores de 12C/13C e 12C/14N que as estrelas da sequência principal, algo que se considera como uma prova da geração de energia nuclear nas estrelas por fusão do hidrogênio.
A presença de elementos mais pesados que carbono, nitrogênio e oxigênio coloca um limite superior no tamanho máximo de estrelas massivas em aproximadamente 150 massas solares. Pensa-se que o universo inicial, "pobre em metais" poderia ter tido estrelas de até 250 massas solares sem interferência do ciclo de CNO.[4]
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ C. F. von Weizsäcker. Physik. Zeitschr. 39 (1938) 633.
- ↑ H. A. Bethe. Physical Review 55 (1939) 436.
- ↑ "Introductory Nuclear Physics", Kenneth S. Krane, John Wiley & Sons, New York, 1988, p.537
- ↑ The First Stars in the Universe and Cosmic Reionization; RICHARD B. LARSON , VOLKER BROMM; SCIENTIFIC AMERICAN; December 2001 www.astro.yale.edu