processo triplo-alfa - Wikilingue - Encydia
O processo triplo alfa é o processo pelo qual três núcleos de helio (partículas alfa) se transformam em um núcleo de carbono.
Esta reacção nuclear de fusão só ocorre a velocidades apreciables a temperaturas acima de 100 000 000 kelvin e em núcleos estelares com uma grande abundância de helio. Por tanto, este processo só é possível nas estrelas mais velhas, onde o helio produzido pelas correntes protón-protón e o ciclo CNO se acumulou no núcleo. Quando todo o hidrógeno presente se consumiu, o núcleo se colapsa até que se atingem as temperaturas necessárias para iniciar a fusão de helio.
A energia neta libertada no processo é de 7.275 MeV
O 8Bê produzido durante a primeira etapa é muito instável e decae outra vez em dois núcleos de helio em 2.6·10-16 segundos. De todas formas, nas condições nas que se funde o helio sempre há pequenas quantidades de 8 Bê presentes em equilíbrio; a captura de outra partícula alfa dá lugar ao 12C. O processo global de conversão de três partículas alfa em um núcleo de 12 C denomina-se processo triplo alfa.
Já que dito processo é improvável, devido à escassa quantidade de 8 Bê presente a um momento dado, precisa-se muitíssimo tempo para formar carbono. Como consequência não se produziu carbono durante o Big Bang, já que a temperatura desceu a níveis inferiores aos requeridos para que se dê esta reacção.
Normalmente, a probabilidade de que se dê o processo triplo alfa deveria ser extremamente pequena. Mas o nível energético inferior do berilio-8 tem exactamente a mesma energia que duas partículas alfa, e na segunda etapa, o 8Bê e o 4Tenho têm exactamente a mesma energia que o estado excitado do 12C. Estas ressonâncias incrementam substancialmente as possibilidades de que uma partícula alfa incidente se combine com um núcleo de berilio-8 para dar lugar a um núcleo de carbono. A existência desta ressonância foi predita por Fred Hoyle dantes de que se desse conta realmente de sua necessidade para que se formasse carbono.
Uma reacção secundária do processo é a fusão de um núcleo de carbono-12 com outra partícula alfa para dar 16Ou estável, com libertação de energia em forma de fotón gama:
- 12C + 4Tenho → 16Ou + γ
A seguinte etapa onde o oxigénio formado se combina com outra partícula alfa para dar lugar a neon é mais dificultosa, devido às regras de espín nuclear, e por tanto não podem se formar elementos mais pesados por esta via.
Como resultado destas reacções, se formam grandes quantidades de carbono e oxigénio mas só fracções diminutas destes se transformam em neón e outros núcleos mais pesados, sendo por tanto estes dois as principais cinzas da combustão do helio. As ressonâncias nucleares que dão lugar a tais quantidades de carbono e oxigénio se citam geralmente como evidência do princípio antrópico.
As reacções de nucleosíntesis por fusão nuclear só produzem elementos até o 56Fé, o núcleo atómico mais estável; os elementos mais pesados produzem-se por processos captura neutrónica. A captura lenta, o processo S, produz aproximadamente a metade de ditos elementos. A outra metade produz-se no processo R ou captura rápida, processo que provavelmente tenha lugar no núcleo das supernovas de colapso (tipo II).
Taxa de reacção e evolução estelar
O processo triplo alfa depende fortemente da temperatura e a densidade do material estelar. A energia libertada nesta reacção é aproximadamente proporcional a T30 e ao quadrado da densidade. Em comparação, as correntes protón-protón (PP) libertam energia proporcionalmente à quarta potência da temperatura e em proporção directa à densidade.
Esta forte dependência da temperatura tem consequências na última etapa da evolução estelar, a de gigante vermelha.
Para massas estelares menores, o helio acumulado no núcleo previne o colapso estelar mediante a pressão de degeneração electrónica (veja-se Princípio de exclusão de Pauli). Por tanto, o volume do núcleo depende só da densidade e não da pressão. Uma consequência deste facto é que uma vez que uma estrela pequena tem chegado a este estado, só pode ir aumentando a temperatura do núcleo até que se chega no ponto de ignición do helio. Já que a velocidade deste processo depende fortemente da temperatura, e sem uma expansão estelar que a diminua, dita velocidade aumenta exponencialmente, se consumindo do 60 ao 80% do helio presente a poucos minutos. Nesse momento libertam-se quantidades imensas de energia quando a alta temperatura provoca a expansão repentina da estrela, dando lugar ao chamado "flash de helio". Este processo só se dá em estrelas de massa menor a 1,4 MSol, o limite de Chandrasekhar.
Em estrelas mais em massa, a combustão do helio dá-se em uma capa que rodeia a um núcleo degenerado de carbono. Já que a capa onde se funde o helio não está degenerada, a energia libertada aumenta a temperatura e obriga à estrela a se expandir. A expansão provoca uma baixada de temperaturas que apaga a combustão do helio, colapsándose a estrela de novo, aumentando a temperatura e começando o ciclo outra vez. Estes ciclos provocam que a estrela se transforme em uma variável com grandes oscilações de brilho, e de passagem se perdem grandes quantidades de massa das partes externas na cada ciclo, devido à pouca intensidade gravitatoria nas zonas mais externas.
Descoberta
O processo triplo alfa depende fortemente da ressonância energética entre o núcleo de carbono-12 e os núcleos de berilio-8 e helio-4. Em 1952 desconheciam-se ditos valores, e o astrofísico Fred Hoyle usou o facto de que exista tal quantidade de carbono-12 como evidência da existência de dita ressonância. Hoyle mostrou-lhe sua ideia ao físico nuclear William Fowler, quem admitiu que esse nível energético não se tinha tido em conta nos trabalhos anteriores sobre o carbono-12. Este nível resonante foi encontrado experimentalmente por W. Fowler e colaboradores pouco depois da sugestão de Hoyle, cerca de 7.65 MeV.
