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IV Escola Avançada de Energia Nuclear Teoria e aplicações das ciências nucleares
27 de junho a 02 de julho de 2011 Instituto de Pesquisas Energéticas e Nucleares – IPEN-CNEN/SP
De que é feito o Universo?
Como o Universo chegou a ser o que é hoje?
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
Na tentativa de obter estas respostas muitos progressos foram feitos nas diferentes áreas do conhecimento
Exemplo:construção e domínio de tecnologia de aceleradores para possibilitar o conhecimento da matéria e para testar os limites das teorias propostas na Física de Partículas para explicar a origem do Universo.
Trata-se investimentos financeiros tão altos quanto as velocidades que pretendem-se chegar.... (370 milhões de euros no LHC - Large Hadron Collider - LHC)
objetivo é obter dados sobre colisões de feixes de partículas (7TeV por partícula). O laboratório localiza-se em um túnel de 27 km de circunferência e 175 m abaixo do nível do solo na fronteira da França e Suiça.
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
A descobertas de novas partículas
1930: o átomo – prótons, elétrons e neutrons
Teoria Quântica explicava a estrutura do átomo e o decaimento alfa.
A existência do neutrino (Fermi usou para explicar o decaimento beta) já tinha sido postulado – a observação do neutrino constitui num problema atual da Física.
Descoberta de novas partículas no final da década de trinta: múon (m), píon (p), Káon (k), sigma (S)...meias vidas variando de 10-6 e 10-23s
Raios Cósmicos : prótons de altissima energia que vem do espaço e colidem com átomos da atmosfera terrestre
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
Classificação das partículas
Exemplo:
1. Spin – momento angular intrínseco das partículas
onde s é o número quântico de spin
Valores inteiros (0,1,...) => bósons (fótons - s=1)
Valores semi-inteiros (1/2,3/2....)=>férmions (elétrons, prótons e neutrons - s=1/2)
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
sL
Classificação das partículas
Exemplo:
2. Forças – tipos de forças que atuam sobre a partícula e contribui para a sua integridade
Força Forte: hádrons (prótons e neutrons)
Exemplo: força eletromagnética
Força Fraca: léptons (elétrons e neutrinos)
Exemplo: força gravitacional no nível subatômico.
Hádrons são bósons => mésons (pions)
Hádrons são férmions => bárions (prótons)
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
Partículas e Antipartículas
1928: Dirac previu que o elétron possui sua antipartícula, ou seja, elétron positivo (pósitron).
Descoberta: 1932
Quando uma partícula encontra sua antipartícula ocorre a aniquilamento das duas:
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
)02,1( MeVQee
Partículas e Anti-Partículas
1929: Edwin P. Hubble estabeleceu uma expressão entre a velocidade v de afastamento de uma galáxia e a distância r da galáxia em relação ao observador conhecida como a lei de Hubble:
onde H é a constante de Hubble
Valor ainda impreciso
devido o método de medida.
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
Hrv
HzHHz 1919 10261019
Radiação de Fundo em Microondas
1965: Arno Penzias e Robert Wilson (radioastronomos do Laboratórios da AT&Bell) – testando um receptor de microondas (antena) usado em pesquisas de telecomunicações descobriram a radiação cósmica de fundo.
Comportamento: radiação de corpo negro (T=2,7K)
Premio Nobel: 1978
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
Toda a matéria e energia estavam concentrados num único ponto a uma temperatura altissima;
Expansão abrupta e rápida dessa energia, com queda de temperatura;
Transformação de energia em matéria (massa);
Formação das primeiras partículas: plasma de quark-glúons.
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
O Big Bang
Gamow – previu em 1965 a radiação cósmica de fundo
Expansão do Universo – constatação de Hubble
O Big Bang representa o início do espaço-tempo;
A formação de fótons, mésons e bárions
Aniquilação de quarks (componentes básicos da matéria) e antiquarks;
Formação de energia eletromagnética (fótons);
Sob a ação de glúons (força nuclear forte), os quarks começam a se juntar, formando hádrons:
• Dois quarks: mésons
• Três quarks: bárions
up,up,down: próton
up,down,down:nêutron
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
A formação de fótons, mésons e bárions
1ms após o Big Bang: esgotam os quarks livres
• Composição do Universo:
Prótons
Nêutrons
Radiação eletromagnética (fótons)
• Força Nuclear Fraca
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
nep
pen
A formação de fótons, mésons e bárions
1s após o Big Bang: temperatura muito baixa para prótons serem convertidos em nêutrons
• Presença de elétrons e neutrinos no Universo.
• Quantidade de prótons muito maior que a quantidade de nêutrons
10s após o Big Bang: prótons e nêutrons juntam-se para formar os núcleos
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
Litionp
alfapartículaHélionp
Trítionp
Deutérionp
Hidrogêniop
33
)(22
2
Universo Opaco
3min após o Big Bang: cessam as fusões nucleares
Universo constituído por:
75% de núcleos de hidrogênio
Quase 25% de núcleos de Hélio
Quantidades quase que desprezíveis de outros núcleos
Elétrons, neutrinos e núcleos forma uma barreira que confina as ondas eletromagnéticas
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
A outra previsão notável do Big Bang é a relação entre o hélio (He) e o hidrogénio (H) existentes no universo, e a nucleosíntese cósmica dos outros elementos leves.
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
A abundância prevista para o deutério,
hélio e lítio depende da densidade de
massa-energia de matéria ordinária no
universo primitivo.
Universo Transparente
380.000 anos após o Big Bang: temperatura cai abaixo dos 3000K;
A força eletromagnética passa a ser dominante: núcleos capturam elétrons e formam-se os primeiros átomos
A barreira que confinava a radiação é rompida: o Universo torna-se transparente
A radiação eletromagnética expande-se e preenche todo o Universo, constituindo a radiação cósmica de fundo ( hoje: T=2,7K com l=1mm)
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
Estrutura no Universo
200 milhões de anos após o Big Bang: a força gravitacional torna-se importante
Formação das galáxias
Universo passa a ter a estrutura que conhecemos
Aula – Profa. Dra. Marlete Assunção
• Cálculos e Previsões Teóricas : Modelos Cosmológicos;
• Medidas Experimentais: seções de choque, meias-vidas, anisótropias, etc.;
• Medidas Observacionais: planetas, estrelas, meio-interestelar;
• Associação e Confrontação das Medidas Experimentais e Observacionais com os Modelos Teóricos.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Big-Bang
densidade
alta
temperatura
elevada
não existia
tempo e espaço
T~ - 270,4oC
~15 bilhões de anos
Após a Explosão
sopa de energia resfriamento
e expansão gravidade e átomos
de hidrogênio estrelas e galáxias
surgimento
de matéria
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Medidas de flutuações da temperatura da ordem de 10-5 K
WMAP = Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
Medidas recentes (2003) e altamente precisas da anisotropia (flutuações de temperatura) da CMBR
• Radiação Cósmica de Fundo (T=2,7K) proveniente da transformação de massa em energia radiante, um resíduo do Big-Bang que deu origem ao Universo (detectada em 1965 por Penzias & Wilson e prevista por G. Gamow em 1948)
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Conversão de protons para neutrons
deutério
Com a diminuição da temperatura do Universo tornou-se possível a formação do deuteron
reação # 1 :
reação # 2 :
Big
Bang
Tuniverso
tempo
Plasma de
Quark-gluon
>1012K
10-6s
Formação de
proton-neutron
>1012K
10-4s
Formação de
nucleos leves
>109K
3min
Formação de
Átomos neutros
4000K
400000 anos
Formação de
estrelas
50K-3K
3.108anos
Dispersão de
elementos massivos
<50K-3K
>3.108anos
Formação de
estrelas
3K
14.109anos
Com a formação de deuterons iniciou-se formação de elementos mais pesados deutério
hélio-3
hélio-4
hélio-4
hidrogênio-3
(tritio)
deutério
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Formação dos elementos leves em função da temperatura
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Abundâncias previstas para os isótopos produzidos
pela nucleossíntese primordial, em função da razão
de bárions e fótons (h=rb/rg)
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Tabela de Isótopos (1996) Z=0-50
300 núcleos estáveis
3000 núcleos instáveis
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Processos Estelares
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Processos Estelares
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Processos Estelares
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Processos Estelares
• Primeiro estágio: Ciclo Proton-Proton
– lembre-se que o Universo é basicamente
populado por prótons (75%)
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• O aumento de energia devido a esses
processos faz a estrela expandir,
tornando-se uma Gigante Vermelha
Processos Estelares
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Processos Estelares
• Segundo estágio: Fusão tripla de 4He e
Ciclo CNO
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Processos Estelares
• Se a massa da estrela é grande, o
Carbono pode fundir em outros
elementos, sempre gerando mais energia
(processo exotérmico)
Processos Estelares • Todos esses processos são reações
nucleares e portanto precisamos
conhecer muito bem essas reações para
saber se entendemos o que ocorre no
interior de uma estrela
Processos Estelares
• A fusão do Ferro é
endotérmica (absorve
energia), que causará o
colapso da estrela;
• Esta irá “ricochetear”,
culminando em uma
grande explosão: uma
Supernova
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Processos Violentos no
Universo
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Processos Violentos no
Universo
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Processos Violentos no
Universo • Por que esses
processos violentos
são especiais?
• As altas
temperaturas
permitem a formação
de elementos mais
pesados...
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Processos Violentos no
Universo • Estes processos
ocorrem muito
rapidamente e
envolvem reações
nucleares complexas
que são a chave para
se entender a
formação de elementos
mais pesados.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Como estudar tudo isso
experimentalmente?
• Estudando as
reações nucleares e a
física envolvida
nessas reações de
interesse através de
aceleradores de
partículas.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Criando estrelas...
• Quais são as dificuldades em se
reproduzir as reações nucleares que
ocorrem no cosmo?
• Elas são reações muito raras devido às
baixas energias envolvidas na colisão;
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Pico de Gamow
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Nucleossíntese não homogênea
Várias reações com Q positivos envolvendo núcleos não estáveis (exóticos) IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Drip-line de prótons
Drip-line de neutrons (núcleos instáveis por decaimento de neutrons)
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Interior de uma estrela
(equilíbrio hidrostático)
partículas com as Ec mais baixas são
queimadas mais rapidamente
esgotamento destas partículas
contração gravitacional a temperatura diminui
Big
Bang
Tuniverso
tempo
Plasma de
Quark-gluon
>1012K
10-6s
Formação de
proton-neutron
>1012K
10-4s
Formação de
nucleos leves
>109K
3min
Formação de
Átomos neutros
4000K
400000 anos
Formação de
estrelas
50K-3K
3.108anos
Dispersão de
elementos massivos
<50K-3K
>3.108anos
Formação de
estrelas
3K
14.109anos
Queima do H
Formação de 4He
Cadeia p-p
T~107K, M ~ MSol
Ciclo CNO
T~2.107K, M >MSol
energia,
pósitrons
e neutrinos
transforma H em He
na presença de 12C,
Formação de 14N e 16O
Processo de queima de He e
elementos mais pesados
Queima de H ocorre até que
esse combustível se esgote na região
central quente da estrela, colapsando-a
captura de neutrons
em que o fluxo de neutrons
disponível não é muito alto
56Fe captura neutrons
formando Co, Ni, Cu,
Zn, etc, indo até 209Bi (Z=83)
estágios finais de evolução de estrelas
de massa intermediária, na fase de
gigantes frias,na fase de queima hidrostática
Processo– s
(escalas de tempo longas
com relação ao decaimento b)
Processo– r
(captura de neutrons
segue o decaimento b)
eventos explosivos energéticos
(explosão de supernovas
de tipo II)
Eu, Dy e Sm são
produzidos
somente no processo-r
Processo-p
captura direta
de protons
elementos mais pesados
que o Fe podem ser produzidos
se a temperatura
for suficientemente alta
Trocas de conhecimentos entre diversas áreas (física, geología, química, biologia, engenharia, etc.)
Construção e desenvolvimento de instrumentos e equipamentos para novos experimentos
Elaboração de métodos científicos para a simulações e cálculos
Estudos dos efeitos dos meteóritos e da luz ultravioleta nas superfícies planetárias e na vida
Investigação de processos que podem ter lugar na superfície ou no interior de corpos planetários
Estudos de processos bioquímicos que poderiam estar presentes em momentos mais remotos da vida
Estudos da evolução microbiana
Estudos de ecologia molecular
Estudos relacionados a extremofilia
Estudos das relações entre as atividades metabólica dos
microorganismos e o ambiente em elas acontecem
Por exemplo:
Chips de DNA para a análise de diferenças na expressão genética
Desenvolvimento de novas tecnologias e métodos ligados a bioinformática
Por exemplo:
Programas de análise eficaz e ordenada de sistemas celulares
(Adotando a perpectiva evolucionista com o objetivo de identificar padrões
de complexidade e auto-organização dos sistemas celulares
Estudo da evolução do Universo
Por exemplo :
Estudos do meio-interestelar
(revela a existência de moléculas orgânicas em locais diferentes
do Universo – água e aminoácidos)
Estudos de nucleossíntese dos elementos químicos em estrelas e sua
formação no Universo primordial
Estudos de núcleos exóticos e mecânismos de reações
Estudos das propriedades bioquímicas de seres
capazes de viver em condições não comuns
(extremas) da biosfera
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Local: diferentes partes do Universo
Matéria-prima : meteóritos primitivo
cometas
planetas gigantes
satélites dos planetas gigantes (ex: Europa)
espaço interplanetário
Órbita estável de Júpiter
Presença do Sol e da Lua
Megaimpactos de cometas e asteróides e as extinções em massa
Tectónica de Placas
Quantidade ideal de água
Posição correta do planeta, não apenas no sistema solar,
mas na Galáxia
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Raios – emitidos pelo 26Al
(t1/2~milhões de anos)
Existência do Tecnécio (Z=43)
no Universo e não na Terra
Não existe elemento estável
com Z=5 e Z=8
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Busca de ressonâncias em núcleos leves
Cálculos e determinação experimental de meias vida dos elementos
químicos presentes no Universo primordial e nas estrelas
Determinação das taxas de reações (parâmetros em modelos
cosmológicos) para núcleos leves
Estudo de mecânismos presentes na nucleossíntese primordial e estelar
Big Bang não homogêneo : reações de produção e destruição de neutrons
(núcleos exóticos) para a determinação de seção de choque
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• H, He e Li praticamente todos os elementos
presentes na Terra se originaram nas estrelas.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• nucleossíntese primordial (Big-Bang)
• nucleossíntese estelar (Estrelas)
• nucleossíntese explosiva (Nova e Supernova)
• nucleossíntese no meio intergalático
• Fontes de formação (síntese) dos elementos
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
A resposta procurada tanto por cientistas quanto por filósofos
• 1927 - G. Lemaître o universo teria
começado como um ponto infinitamente
pequeno, num tempo zero, com a matéria
primordial num estado hiperdenso.
• 1929 - Termos observacionais E. Hubble mediu as
velocidades radiais das galáxias em relação à Terra
(Efeito Doppler) galáxias se afastam com
velocidades proporcionais às suas distâncias!
• 1948 - G. Gamow lançou a hipótese de que o
universo teria tido origem a partir de uma
explosão, que ejetou a matéria primordial quente
para todas as direções.
F. Hoyle
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• T aumenta barreiras coulombianas mais altas podem ser
vencidas elementos mais pesados (C, Si e O) podem ser
queimados sintetizando elementos pesados até o Fe.
• Elementos mais pesados = entendida através dos processos de
captura de nêutron e de próton.
• Meio estelar = fluxo de nêutrons livres liberados principalmente
por reações de fusão 18O
• Elementos mais pesados = formados por exposição de núcleos
leves a um fluxo de nêutrons.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• Núcleo pesado (Z,N) pode capturar nêutrons
(Z,N) + n → (Z,N+1) +
• Encontramos nas estrelas duas escalas de tempo
(comparadas com o decaimento-b): captura lenta
(processo s) e captura rápida (processo r)
• Se (Z,N+1) for estável contra do decaimento-b: pode
“ficar à espera” para capturar um nêutron
aumentando o valor de N mantendo o mesmo Z
• Se (Z,N+1) for instável: competição entre decaimento
beta e a captura de nêutron no sentido de que o
núcleo segue o processo mais rápido.
Fluxo de nêutrons
105 nêutrons/cm2s
Fluxo de nêutrons
1022-26
nêutrons/cm2s
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• Estrelas com T < 2x107K (Sol) ocorre cadeia-pp
• Estrelas T maior (M >1,5MO) domina o ciclo CNO
• fusão de 4 núcleos de H para formar um núcleo de He essa
conversão se dá em ciclos
• A maior parte da energia nuclear das estrelas resulta da fusão
de hidrogénio para dar núcleos de He
• 1938: H. Bethe demonstrou que as reações de
fusão próton-próton podem explicar a origem da
energia irradiada pelo Sol
• Estrela: formada incialmente de núcleos de H. A primeira fase da
evolução é quando ela ainda está queimando o H.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• Esta reação ocorre de diferentes maneiras que
originam três ramos PP diferentes.
• Combinando-se todas as equações de toda a
cadeia PP, encontra-se que seis prótons
eventualmente produzem um núcleo de hélio,
dois pósitrons, dois neutrinos e dois raios
gamma, além de dois prótons produzidos
também.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
PP I
PP II PP III
86% 14%
99,89% 0.11%
• Resumo dos três ramos da cadeia PP, juntamente com as
probabilidades de ocorrência de cada um deles para uma estrela
tipo solar. (Note que a importância relativa de cada ramo depende
das condições no interior estelar, as quais irão alterar as
probabilidades de cada ramo).
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
Energia liberada Diferença de massa entre os
núcleos iniciais e os produtos de
reação
• Independentemente do caminho seguido, verifica-se
sempre:
• O que varia entre os diferentes caminhos é a energia
transmitida aos neutrinos. Por exemplo:
E() = 0.26 MeV
E() = 7.2MeV IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• Detector Super-
Kamiokande
(no Japão)
• Evidência importante de que seria esse o mecanismo envolvido na produção de
energia do sol seria a observação desses neutrinos solares aqui na Terra.
• Neutrinos partículas com carga neutra e rápidos atravessam a extensão do
sol quase que sem nenhuma interação chegando até a Terra.
Fator-S elimina o
efeito da barreira
Colombiana :
Queda exponencial a baixas energias devido barreira Coulombiana
S(E) = (E) E e2
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
II EAEN (2009) – Profa. Dra. Marlete Assunção
activation
Ressonância no 6Be
PPI
PPII
PPIII
• Proposto por Hans Bethe e Carl Friedrich von
Weizsäcker em 1938
4 prótons sob enormes
pressão e temperatura
ciclo CNO
He, dois raios- ,
dois pósitrons e
dois neutrinos
• O ciclo CNO é outro processo de queima de H.
• queima de 4 H em 1 He libera 26,7MeV por reação
• O resultado final do processo é a fusão do H em He como na cadeia PP,
mas os passos envolvidos nas reações individuais do ciclo CNO são
bastante diferentes.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• O ciclo começa com um núcleo de 12C ao qual 4 prótons serão
sucessivamente adicionados. Em dois dos passos, a adição do
próton é imediatamente seguida por um decaimento beta (com a
emissão de um pósitron e um neutrino). No final do ciclo, um
núcleo de He é emitido e resta um núcleo de 12C.
Entretanto, há uma reação alternativa
para o passo final:
seguida pela série de reações:
12C catalizador
• 12C funciona como catalizador da reação (não é
queimado).
• a contribuição do ciclo CNO para a geração de energia
total no Sol é de 10%.
• Estrelas mais massivas do que o Sol têm temperatura
mais alta ciclo CNO domina.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
I EAEN (2008) – Profa. Dra. Marlete Assunção
T (106 K)
0 5 10 15 20 25 30
log
[ (
/
X
2) / m
3 W
kg
2]
35
Como a temperatura do núcleo de estrelas massivas é muito mais alta
que para estrelas de baixa massa, o ciclo CNO dominará a produção de
energia em estrelas de alta massa.
A temperaturas baixas,
a energia é produzida
essencialmente
pela cadeia PP
A temperatura está
graficada no eixo
horizontal. O eixo vertical
representa uma
quantidade que mede a
taxa de produção de
energia, graficada em
escala logarítmica.
O ciclo CNO não pode ocorrer em
temperaturas inferiores a ~1.5 x 107Kc
PP T4
Tthreshold
CNO
T19.9
Tthreshold A temperaturas de core intermédias
(estrelas com massa maior que o Sol)
domina o ciclo CNO
• A importância dessas reações de fusão em uma estrela depende
principalmente da temperatura do núcleo da estrela
CombustívelNuclear
Processo Limites de Temperatura Produtos
H cadeia p-p ~ 4 x 106 K HeH ciclo CNO 15 x 106 K HeHe 3 100 x 106 K C, O
C C + C 600 x 106 K O, Ne, Na, MgOSi
O + ODisintegração
1000 x 106 K3000 x 106 K
Mg, S, P, SiCo, Fe, Ni
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• (p,) corresponde a reação de captura de próton.
• (e+,) corresponde ao decaimento b.
• (p,) corresponde a captura de um próton com a
liberação de uma partícula .
T9 = 109 K
• As setas indicam as direções em que as reações ocorrem
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• A medida que a cadeia PP e o ciclo CNO transformam mais e mais
H em He, deveríamos esperar que dois núcleos de 4He se
fundissem para formar 8Be.
• 8Be tempo de vida de 2,6 x 10-16s!!
• beryllium bottleneck (estrangulamento do Be), instabilidade do 8Be impede que elementos pesados sejam formados após a criação
do núcleo de 4He na cadeia PP ou ciclo CNO.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• Captura rápida de prótons Análogo ao processo-r diferença
fluxo intenso de prótons leva à captura rápida de prótons
(Z,A) + p → (Z+1,A+1) +
• Maneira de explicar a abundância de elementos ricos
em prótons Sugerido por G. Burbidge e
colaboradores
• Sequência que leva à drip line de prótons seguida de
decaimento beta
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
II EAEN (2009) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• 1952: E. Salpeter T > 108 K = o tempo de vida do 8Be muito curto, mas mais longo que o tempo médio
de colisão entre núcleos de 4He.
• Nas temperaturas onde a cadeia PP e o ciclo CNO ocorrem, 8Be
será desintegrado antes que seja envolvido em nova reação de
fusão.
Oxygen-16
Captura tripla de alfa
3 12C + 7.96 eV
• Quando o núcleo de uma estrela tem T > 108 K, há
uma probabilidade não-nula de que o 8Be reaja com 4He para produzir 12C, driblando o estrangulamento do
berílio e iniciando uma série de reações chamadas
processo triplo-alpha.
• Mais tarde, Fred Hoyle mostrou que essa
probabilidade é maior que a predição de
Salpeter porque o 12C tem um nível de energia
parecido com energias combinadas dos
núcleos de 8Be e 4He.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• Taxas precisas de reações nucleares são necessárias para uma
detalhada descrição da produção de elementos na nucleossíntese
primordial.
• Exemplo: Síntese do deutério (d)
– formação a partir da fusão p+n (p+n→d+)
– queima d+d→n+3He ou d+d→ +3He ou d+d→ p+3He
• Em outras palavras Abundância = conhecer o balanço entre a
taxa de produção e taxa de consumo
• Essas informações laboratório feixe de uma partícula / alvo de
outra partícula
• Informações obtidas no laboratório → nucleossíntese primordial
Lembrar… os dois ambientes não são exatamente os mesmos
• Elementos no universo ou no centro das estrelas são apenas
núcleos alvos dos mesmos elementos usados no laboratório são
átomos (núcleo e elétrons) IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• Correção na medida no laboratório efeito dos elétrons (bindagem
eletrônica)
• Eles blindam as cargas nucleares, aumentando a probabilidade da
fusão e conseqüentemente reduzindo a repulsão de Coulomb.
• O avanço dos estudos em astrofísica nuclear estão focalizados nas
extremidades opostas da escala da energia de reações nucleares:
energias muito altas e muito baixas
• Projéteis com energias de bombardeamento elevadas produzem
matéria nuclear em altas densidades e temperaturas.
• matéria produzida nessas colisões nucleares produz um plasma
do quark-gluon.
• reproduz as condições dos primeiros segundos do universo e
também do núcleo de estrelas de nêutron.
• No extremo oposto da escala de energia estão as reações de baixa
energia, de importância para a evolução estelar
• As reações relevantes são extremamente difíceis de se medir
diretamente no laboratório devido às baixas energias astrofísicas.
• A quantidade de facilidades com feixes radioativos tem crescido muito.
• técnica de fragmentação, com feixes secundários na escala de energia
Elab 100 MeV/nucleon
• Exemplos: GANIL/França, MSU/USA, RIKEN/Japão e GSI/Alemanha
• informações da estrutura nuclear dos núcleos
• Reações que não conseguimos
fazer com núcleos estáveis.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• favorece à formação de elementos pesados.
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
IV IEAEN (2011) – Profa. Dra. Marlete Assunção
II IEAEN (2010) – Profa. Dra. Marlete Assunção
• Slow = Captura de nêutrons é mais lenta que o
decaimento b.
• Trajetória = corre ao longo dos isótopos (núcleos com
o mesmo Z) estáveis do núcleo (Z,N) até alcançar um
núcleo instável.
• Decaimento b leva
imediatamente o núcleo
instável para o elemento
estável da mesma família
isobárica.
• Trajetória completa segue
ao longo dos núcleos
colocados sobre a linha de
estabilidade beta tendo por
ponto final o elemento 209Bi.
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• Rápido = A captura pode ser mais rápida do que o decaimento b se o meio
estelar apresentar um fluxo de nêutrons intenso
• núcleo (Z,N) captura um nêutron antes que o decaimento b opere o isótopo
resultante captura outro nêutron e assim sucessivamente produzindo núcleos
com N cada vez maiores
• SATURAÇÃO: depois de um
número de capturas o núcleo fica
saturado e não consegue
capturar mais partículas
•
• Espera até que um
decaimento b o leve a um núcleo da
família isobárica (de mesmo A)
• metade de todos núcleos
estáveis observados na natureza
na região A > 60, são produzidos
pelo processo-r.
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• Nomenclatura = 1957
– Eleanor Margaret Peachey Burbidge (1919-)
– Geoffrey R. Burbidge (1925-)
– William Alfred Fowler (1911-1995)
– Sr. Fred Hoyle (1915-2001)
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• No sol a reação 7Be(p,)8B tem um importante papel na produção de neutrinos de
alta energia.
•
• vêm diretamente do centro do sol e são fontes de informação da estrutura do sol
• neutrino solar
• John Bahcall disse que esta era a reação mais importante na
astrofísica nuclear.
•
• Nosso conhecimento sobre esta reação tem melhorado consideravelmente
devido às facilidades com feixes radioativos.
II IEAEN (2010) – Profa. Dra. Marlete Assunção
II IEAEN (2010) – Profa. Dra. Marlete Assunção
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