Pergunte a Ethan: As estrelas normais podem tornar os elementos mais pesados (e menos estáveis) do que o ferro?
O aglomerado Terzan 5 tem muitas estrelas mais velhas e de menor massa presentes no interior (fracas e em vermelho), mas também estrelas mais quentes, mais jovens e de maior massa, algumas das quais gerarão ferro e elementos ainda mais pesados. Crédito da imagem: NASA / ESA / Hubble / F. Ferraro.
Não são apenas supernovas ou colisões de estrelas de nêutrons que tornam os elementos mais pesados. A física pode surpreendê-lo!
Camaradas, este homem tem um belo sorriso, mas tem dentes de ferro.
– Andrei A. Gromyko
Existem mais de 90 elementos da tabela periódica que ocorrem naturalmente no Universo, mas de todos eles, o ferro é o mais estável. Se você fundir elementos mais leves para se aproximar do ferro, você ganha energia; o mesmo é verdade se você separar elementos mais pesados. O ferro representa a configuração mais estável de prótons e nêutrons, combinados, de qualquer núcleo atômico já descoberto. No único elemento 26, no entanto, representa o fim da linha para a maioria das reações de fusão, mesmo nas estrelas mais massivas. Ou não? É isso que James Beall quer saber:
O ferro tem sido chamado de coisas como cinzas de fusão solar que se acumulam dentro das estrelas, como o último dos elementos que se fundem sem consumir mais energia do que a fusão cria. Li sobre o processo r e outros que levam a elementos mais pesados em novas e supernovas. Meu Q é se algum elemento mais pesado que o ferro se fundir de qualquer maneira em estrelas normais, mesmo que consuma mais energia do que gera.
A resposta, como você pode esperar, é um pouco complicada: você produz elementos mais pesados que o ferro em estrelas normais, mas apenas uma quantidade muito pequena vem da fusão.
Um jovem aglomerado de estrelas em uma região de formação de estrelas, consistindo de estrelas de uma enorme variedade de massas. Alguns deles um dia sofrerão queima de silício, produzindo ferro e muitos outros elementos no processo. Crédito da imagem: ESO / T. Preibisch.
Todas as estrelas começam fundindo hidrogênio em hélio, desde as minúsculas anãs vermelhas com apenas 8% da massa do nosso Sol, até as maiores e mais massivas estrelas do Universo que pesam centenas de vezes a massa da nossa. Para cerca de 75% dessas estrelas, o hélio é o fim da linha, mas as mais massivas (como o nosso Sol) desenvolverão uma fase gigante vermelha, onde fundem hélio em carbono. Mas uma porcentagem muito pequena de estrelas - pouco mais de 0,1% - está entre as mais massivas de todas e pode iniciar a fusão de carbono e além. Estas são as estrelas destinadas às supernovas, pois fundem carbono em oxigênio, oxigênio em silício e enxofre, e então entram na fase final de queima ( queima de silício ) antes de se tornar uma supernova.
A anatomia de uma estrela muito massiva ao longo de sua vida, culminando em uma Supernova Tipo II quando o núcleo fica sem combustível nuclear. O estágio final da fusão é a queima de silício, produzindo ferro e elementos semelhantes ao ferro no núcleo por apenas um breve período antes que uma supernova ocorra. Crédito da imagem: Nicole Rager Fuller/NSF.
Esse é o ciclo de vida normal das estrelas mais massivas do Universo, mas a queima de silício não funciona esmagando dois núcleos de silício para construir algo mais pesado. Em vez disso, é apenas uma reação em cadeia da adição de núcleos de hélio a um núcleo de silício, ocorrendo em temperaturas superiores a 3.000.000.000 K, ou mais de 200 vezes a temperatura no centro do Sol. A reação em cadeia ocorre da seguinte forma:
- silício-28 mais hélio-4 produz enxofre-32,
- enxofre-32 mais hélio-4 produz argônio-36,
- argônio-36 mais hélio-4 produz cálcio-40,
- cálcio-40 mais hélio-4 produz titânio-44,
- titânio-44 mais hélio-4 produz cromo-48,
- cromo-48 mais hélio-4 produz ferro-52,
- ferro-52 mais hélio-4 produz níquel-56, e
- níquel-56 mais hélio-4 produz zinco-60.
Você notará que não há produção de ferro-56 e há duas razões para isso.
O ferro e os elementos semelhantes ao ferro (destacados aqui) que o cercam são produzidos principalmente nos momentos finais da vida de uma estrela ultramassiva, pouco antes de se tornar uma supernova, nos processos que ocorrem durante o estágio de queima de silício. Crédito da imagem: Michael Dayah / https://ptable.com/ .
Uma é que, se olharmos para esta porção da tabela periódica, podemos ver que há poucos nêutrons para o número de prótons nesses núcleos. O ferro-52, por exemplo, é instável; ele emite um pósitron e decai para manganês-52, descendo a tabela periódica. (O manganês então emite outro pósitron e decai para cromo-52, que é estável.) O níquel-56 também é instável, decaindo para cobalto-56, que então decai para ferro-56, e é assim que chegamos à tabela periódica. elemento mais estável. E o zinco-60 decai primeiro para cobre-60, que depois decai novamente para níquel-60. Todos esses produtos finais são estáveis, então sim, essas estrelas – mesmo antes de se tornarem supernovas – podem produzir cobalto, níquel, cobre e zinco, todos mais pesados que o ferro.
Ferro-56 pode ser o núcleo mais fortemente ligado, com a maior quantidade de energia de ligação por nucleon. No entanto, elementos ligeiramente mais leves e mais pesados são quase exatamente tão estáveis e fortemente ligados, com apenas diferenças minúsculas. Crédito da imagem: Wikimedia Commons.
Se isso não for energeticamente favorável, como isso é possível? Eu quero que você olhe para o gráfico acima, que detalha a energia de ligação por núcleon em cada um dos núcleos atômicos. Eu quero que você observe como o gráfico é plano próximo ao ferro-56; muitos elementos em ambos os lados têm quase exatamente a mesma energia de ligação por nucleon. Agora olhe todo o caminho do lado esquerdo para o hélio-4. O que você percebe?
O hélio-4 não é tão fortemente ligado quanto qualquer um dos núcleos ao redor do ferro-56. Assim, embora, por exemplo, o zinco-60 possa ter menos energia de ligação por nucleon do que o níquel-56, ele ainda tem mais energia de ligação por nucleon do que o níquel-56 combinado com o hélio-4. No geral, a reação líquida é positiva. O que acabamos, portanto, nos últimos momentos antes de uma supernova, é uma mistura de elementos até o zinco: quatro elementos completos mais pesados que o ferro.
Ilustração artística (esquerda) do interior de uma estrela massiva nos estágios finais, pré-supernova, de queima de silício. Uma imagem do Chandra (à direita) do remanescente de supernova Cassiopeia A hoje mostra elementos como Ferro (em azul), enxofre (verde) e magnésio (vermelho). Crédito da imagem: NASA/CXC/M.Weiss; Raio-X: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming.
Você pode se perguntar sobre elementos ainda mais pesados, então. Seria possível, digamos, adicionar outro núcleo de hélio-4 ao zinco-60, produzindo germânio-64? Em quantidades vestigiais, provavelmente, mas não em quantidades significativas. O simples motivo? Em parte, é que a diferença de energia agora é quase exatamente zero entre os dois estados. Mas, mais significativamente, você fica sem tempo. Para uma estrela extremamente massiva, o tempo de vida dos vários estágios é aproximadamente:
- Fusão de hidrogênio: milhões de anos
- Fusão de hélio: centenas de milhares de anos
- Fusão de carbono: centenas a mil anos
- Fusão de oxigênio: meses a um ano
- Fusão de silício: horas a um ou dois dias.
Em outras palavras, esse estágio final – aquele que produz o ferro e os elementos semelhantes ao ferro – não dura o suficiente para ir além disso.
A estrutura espiral em torno da antiga estrela gigante R Sculptoris se deve aos ventos que sopram das camadas externas da estrela enquanto ela passa pela fase AGB, onde grandes quantidades de nêutrons (da fusão carbono-13 + hélio-4) são produzidas e capturadas. Crédito da imagem: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/M. Maercker et ai.
Mas se você estiver disposto a considerar o que acontece dentro de uma estrela massiva que já tem ferro e elementos semelhantes ao ferro, você pode construir seu caminho até o chumbo e o bismuto. Você vê, uma vez que você teve supernovas no Universo, você tem quantidades significativas de ferro, cobalto, níquel, etc., e esses elementos pesados acabam em novas gerações de estrelas que se formam. Em estrelas que têm entre 60 e 1.000% da massa do Sol (mas geralmente não têm massa suficiente para supernovas), você pode fundir carbono-13 com hélio-4, produzir oxigênio-16 e um nêutron livre, enquanto estrelas que go supernova fundirá neon-22 com hélio-4, produzindo magnésio-25 e um nêutron livre. Ambos os processos podem acumular elementos cada vez mais pesados, chegando até o chumbo, bismuto e até (temporariamente) polônio.
Gráfico representando a parte final do processo s. Linhas horizontais vermelhas com um círculo em suas extremidades direitas representam capturas de nêutrons; setas azuis apontando para cima-esquerda representam decaimentos beta; a seta verde apontando para baixo-esquerda representa um decaimento alfa; setas ciano apontando para baixo-direita representam capturas de elétrons. Crédito da imagem: R8R Gtrs / Wikimedia Commons.
Talvez ironicamente, são as estrelas de massa mais alta que produzem grandes quantidades de elementos mais leves (até rubídio e estrôncio ou mais: elementos 37 e 38), enquanto as estrelas de massa mais baixa (não supernovas) levarão o resto do caminho até chumbo e bismuto. Não é tecnicamente uma reação de fusão; é captura de nêutrons, mas é como você constrói os elementos cada vez mais pesados. A maior razão pela qual as estrelas de menor massa podem levá-lo a alturas tão grandes, metaforicamente?
Está na hora.
Tabela periódica mostrando a origem dos elementos no Sistema Solar, baseada em dados de Jennifer Johnson da Ohio State University. Crédito da imagem: Cmglee no Wikimedia Commons.
As estrelas de menor massa permanecem nesse estado de produção de nêutrons por dezenas ou mesmo centenas de milhares de anos, enquanto as estrelas destinadas a supernovas produzem nêutrons por apenas centenas de anos, ou até menos. As preocupações com a energia são realmente importantes quando se trata de fusão; mesmo em temperaturas de bilhões de graus, as reações ainda prosseguem na direção energeticamente mais favorável. Mas o tempo precioso é a maior restrição para a construção de elementos cada vez mais pesados. Incrivelmente, com a combinação certa de captura de nêutrons e fusão nuclear, cerca de metade de todos os elementos além do ferro são produzidos dentro das estrelas, sem supernovas ou estrelas de nêutrons em fusão.
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Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium graças aos nossos apoiadores do Patreon . Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .
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