nucleosíntesis de supernovas - Wikilingue - Encydia
A Nucleosíntesis de supernovas refere-se à produção de novos elementos químicos dentro das supernovas. Ocorre principalmente devido à nucleosíntesis explosiva durante a combustão de oxigénio explosivo e a combustão do silício.[1] Estas reacções de fusão criam os elementos silício, azufre, cloro, argón, potasio, calcio, escandio, titanio, vanadio, cromo, manganês, ferro, cobalto e niquel. Como resultado de seu expulsión desde supernovas individuais, suas abundâncias crescem incrementalmente no médio interestelar. Os elementos pesados (mais pesados que o níquel) são criados principalmente por um processo de captura de neutrones conhecido como Processo R. No entanto, há outros processos que se pensa que são responsáveis por algumas nucleosíntesis de elementos, principalmente um processo de captura de protones conhecido como o Processo rp e um processo de fotodisgregación conhecido como o Processo p. Ao final sintetizam-se os isótopos mais ligeiros (pobres em neutrones) dos elementos pesados.
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Fusão de elementos
Devido às grandes quantidades de energia libertadas em uma explosão de supernovas atingem-se temperaturas muito maiores que nas estrelas. As temperaturas mais altas para um meio onde se formam os elementos de massa atómica de maior de 254, o californio sendo o mais pesem conhecido, ainda que só se vê como elemento sintético na Terra.Nos processos de fusão nuclear na nucleosíntesis estelar, o peso máximo para um elemento fundido em que o niquel, atingindo um isótopo com uma massa atómica de 56. A fusão de elementos entre o silício e e niquel ocorre só nas estrelas maiores, que termina como explosões de supernivas (ver processo de combustão do silício). Um processo de captura de neutrones conhecido como o processo-s que também ocorre durante a nucleosíntesis estelar pode criar elementos acima do bismuto com uma massa atómica de aproximadamente 209. No entanto, o processo-s ocorre principalmente em estrelas de massa pequena que evoluem mais lentamente. Arquivo:Nucleosintesis das Supernovas.jpg
O Processo-R
Durante a nucleosíntesis de supernovas, o Processo-R (R de Rápido) cria isótopos pesados muito ricos em neutrones, que se decompõem após o evento à primeira isobara estável, criando deste modo os isótopos estáveis ricos em neutrones de todos os elementos pesados. Este processo de captura de neutrones ocorre a altas densidades de neutrones com condições de grandes temperaturas. No Processo-R, os núcleos pesados são bombardeaedos com um grande fluxo de neutrones para formar núcleos ricos em neutrones altamente unestables que rapidamente experimentam a desintegração beta para formar núcleos mais estáveis com um número atómico maior e a mesma massa atómica. O fluxo de neutrones é increiblemente alto, uns 1022 neutrones por centímetro quadrado por segundo. Os primeiros cálculos de um Processo-R, mostram a evolução dos resultados calculados com respeito ao tempo,[2] também sugerem que no Processo-R as abundâncias são uma sobreposição de diferentes fluxos de neutrones. As pequenas afluencias produzem o primeiro bico de abundâncias do Processo R cerca do peso atómico A = 130 mas não actínidos, mietras que as grandes afluencias produzem os actínidos Urânio e Torio, mas não contém o bico de abundância da = 130. Estes processos ocorrem em uma fracção entre um segundo e unoscuantos segundos, dependendo de detalhes. Centos de artigos relacionados publicados têm utilizado esta aproximação dependente do tempo. De modo interessante, a única supernova moderna próxima, a 1987A, não tem revelado enriquecimentos do Processo R. A ideia moderna é que o Processo-R pode ser lançado desde algumas supernovas, mas se esgota em outros como parte dos neutrones residuales da estrela ou de um buraco negro.
Referências
- ↑ Woosley, S.E., W. D. Arnett e D. D. Clayton (1973). «[Expressão errónea: operador < inesperado Explosive burning of oxygen and silicon]». THE ASTROPHYSICAL JOURNAL SUPPLEMENT 26: pp. 231-312.
- ↑ P. A. Seeger, W.A. Fowler, D. D. Clayton (1965). «[Expressão errónea: operador < inesperado Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture]». THE ASTROPHYSICAL JOURNAL SUPPLEMENT 11: pp. 121-166.
- E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Síntese dos Elementos nas Estrelas, Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547 (artigo do Arquivo On-line do Physical Review (requerida assinatura)).
- D. D. Clayton, "Manual de isótopos no Cosmos", Cambridge University Press, 2003, ISBN 0 521 823811.
Veja-se também
Enlaces externos
- O Choque Atómicos convertem-se em Luz nas Supernovas, Big Bang Sky & Telescope On-line, 22 de abril de 2005
- G. González, D. Brownlee, P. Ward (2001). «The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution» (PDF). Icarus 152: pp. 185-200. http://isotope.colorado.edu/astr5835/Gonzalez%20et%20a o.%202001.pdf.
