Uma variedade de diferentes reações de fusão nuclear pode ocorrer no núcleo das estrelas, dependendo de sua massa e composição (ver nucleossíntese estelar).

As estrelas se formam de uma nuvem composta basicamente de hidrogênio e cerca de 25% hélio, e outros elementos mais pesados em pequenas quantidades. No Sol, com um núcleo a 107 K de temperatura, núcleos de hidrogênio se fundem para formar hélio numa cadeia próton-próton:

2(1H + 1H → 2H + e+ + νe) (4,0 MeV + 1,0 MeV)
2(1H + 2H → 3He + γ) (5,5 MeV)
3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12,9 MeV)

Essas cadeias de reações resultam na reação líquida:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV)

em que 4 prótons se fundem para formar um núcleo de hélio emitindo 2 pósitrons, 2 neutrinos e 2 raios gama. Em estrelas mais massivas, o hélio é produzido em um ciclo de reações catalisadas pelo carbono, o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio.

Em estrelas cujos núcleo têm temperaturas de 108 K e massas entre 0,5 e 10 massas solares, o hélio pode ser transformado em carbono num processo chamado Processo triplo-alfa:

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7,4 MeV

Essas reações podem ser resumidas na reação líquida:

34He → 12C + γ + 7,2 MeV

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