a Síntese dos Elementos em Estrelas
Elementos são sintetizados em fases distintas durante o tempo de vida de uma estrela, e alguns passos ocorrer apenas em mais estrelas massivas conhecidas (Figura \(\PageIndex{2}\)). Inicialmente, todas as estrelas são formadas pela agregação da “poeira” interestelar, que é principalmente hidrogênio. À medida que a nuvem de poeira se contrai lentamente devido à atração gravitacional, sua densidade eventualmente atinge cerca de 100 g/cm3, e a temperatura aumenta para cerca de 1.5 × 107 K, formando um plasma denso de núcleos de hidrogênio ionizados. Neste ponto, reações nucleares auto-sustentadas começam, e a estrela “incendeia”, criando uma estrela amarela como o nosso Sol.
na primeira fase de sua vida, a estrela é alimentada por uma série de reações de fusão nuclear que convertem hidrogênio em hélio.:
A reação global é a conversão de quatro núcleos de hidrogénio a um núcleo de hélio-4, que é acompanhada pela libertação de dois pósitrons, dois \(\gamma\) raios, e uma grande quantidade de energia:
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Estas reacções são responsáveis pela maior parte da enorme quantidade de energia que é liberada como luz solar e do calor solar. Leva vários bilhões de anos, dependendo do tamanho da estrela, para converter cerca de 10% do hidrogênio em hélio.uma vez que grandes quantidades de hélio-4 foram formadas, elas se concentram no núcleo da estrela, que lentamente se torna mais densa e mais quente. A uma temperatura de cerca de 2 × 108 K, o hélio-4 núcleos começam a se fundir, produzindo berílio-8:
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Embora o berílio-8 tem um mesmo número de massa e número atômico, ele também tem uma baixa nêutron-próton ratio (e outros fatores além do escopo deste texto), que torna-se instável; com ele se decompõe em apenas cerca de 10-16 s. No entanto, isto é tempo suficiente para reagir com um terceiro núcleo de hélio-4 para formar carbono-12, que é muito estável. Reações sequenciais de carbono-12 com hélio-4 produzem os elementos com números pares de prótons e nêutrons até magnésio-24:
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tanta energia é liberada por essas reações que faz com que a massa circundante de hidrogênio se expanda, produzindo uma gigante vermelha que é cerca de 100 vezes maior que a estrela amarela original.à medida que a estrela se expande, núcleos mais pesados se acumulam em seu núcleo, que se contrai mais para uma densidade de cerca de 50.000 g/cm3, de modo que o núcleo se torna ainda mais quente. A uma temperatura de cerca de 7 × 108 K, carbono e oxigênio núcleos submetidos a reações de fusão nuclear para produzir sódio e silício núcleos:
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A estas temperaturas, o carbono-12 reage com o hélio-4 para iniciar uma série de reações que produzem mais oxigênio-16, de néon-20, magnésio-24, e o silício-28, bem como mais pesado nuclídeos, tais como enxofre-32, argônio-36, e de cálcio-40:
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A energia libertada por estas reacções causa uma maior expansão da estrela para formar uma supergigante vermelha, e a temperatura do núcleo aumenta de forma constante. A uma temperatura de cerca de 3 × 109 K, os núcleos que foram formados trocam prótons e nêutrons livremente. Este processo de equilíbrio forma elementos mais pesados até Ferro-56 e níquel-58, que têm os núcleos mais estáveis conhecidos.