Ronai Lisboa
Curso de Introdução à Física Clássica: Mecânica, Termodinâmica, Fluidos, Ondas e Oscilações e Eletromagnetismo para Bacharelado em Ciências e Tecnologias.
Astrofísica nuclear
A síntese dos elementos pesados em eventos astrofísicos extremos.
Ronai Lisboa - ronai.lisboa@ufrn.br - 05/2023
questões em aberto
Fonte: https://home.cern/
O ser humano é curioso por natureza...
Organização Europeia para a Pesquisa Nuclear
Qual é a natureza do nosso universo?
Do que ele é feito?
Astrofísica Nuclear
Aborda questões científicas fundamentais na interseção da física nuclear e da astrofísica.
A origem dos elementos em nosso Universo desde o Big Bang até o presente.
Os motores nucleares para a vida e morte das estrelas desde as primeiras estrelas até o nosso Sol.
A composição e o estado da matéria na crosta e no núcleo das estrelas de nêutrons.
A origeM dos elementos pesados
os processos para a formação de elementos pEsados
os Ambientes favoráveis à síntese de elementos pesados
Astrofísica Nuclear
O que vamos ver hoje...
A ORIGEM DOS Elementos Pesados
Bem no início, o Universo era jovem e quente...
Uma sopa quente de elétrons, quarks e outras partículas elementares. O espaço esfria rapidamente. Quarks formam prótons e nêutrons
Universo - névoa superquente. Prótons e elétrons interagem e emitem luz. Há a formação de elementos leves: Deutério, Litium, Helio.
Prótons, elétrons, nêutrons se combinam para formar os átomos primários: Hidrogênio e Hélio.
Era da formação da Gal'xia. Os átomos de Hidrogênio e Hélio começam a formar nuvens gigantes que se tornarão galáxias e estrelas.
Primeiras estrelas moribundas produzem os elementos pesados que formarão novas estrelas e planetas como o Sol, Sistema solar e a Via Láctea.
Fases do Big Bang
13,8 bilhões de anos
1 bilhão de anos
380 000 anos
3 minutos
1 segundo
\(10^{27}\) C
\(10^{17}\) C
\(10^{9}\) C
\(-200\) C
\(-270\) C
A ORIGEM DOS Elementos Pesados
Até que nos três primeiros minutos a baixa energia e temperatura permitiram que os primeiros núcleos fossem criados neste período chamado de nucleossíntese primordial.
\text{Li,\,Be}
\text{H}
\text{He}
Hoje, após 13,8 bilhões de anos, felizmente há uma maior complexidade.
E podemos fabricar as coisas e mesmo existir.
A ORIGEM DOS Elementos Pesados
O Universo já nos deu uma tabela periódica com 92 elementos.
A ORIGEM DOS Elementos Pesados
Na verdade é mais complexo do que você possa imaginar e ver...
Esta é carta de nuclídeos que apresenta os núcleos estáveis e instáveis.
Fonte: https://www-nds.iaea.orgQual a origem dos elementos mais pesados, além daqueles da nucleossíntese primordial?
Ouro
Cobre
Prata
A ORIGEM DOS Elementos Pesados
Todos os outros elementos tiveram e têm origem nas estrelas, como o nosso Sol e outras mais massivas.
O Sol queima 600 milhões de toneladas de hidrogênio por segundo. Essa energia compensa a gravidade evitando que o astro entre em colapso.
A ORIGEM DOS Elementos Pesados
Fusão nuclear sintetiza núcleos leves em núcleos pesados liberando energia.
Energia liberada na FUSÃO
Fusão
Energia de ligação por nucleon (MeV)
Número de massa (A)
Fonte: https://www.askiitians.comFonte: Adaptado de Rolfs and Rodney (1988)
A ORIGEM DOS Elementos Pesados
Energia liberada na FUSÃO
Energia de ligação por nucleon (MeV)
Número de massa (A)
Fisão nuclear quebra núcleos pesados em núcleos leves liberando energia.
Fissão
Energia liberada na FISSÃO
FUSÃO
A fusão de núcleos acima do Ferro não é algo energeticamente favorável nas estrelas. É preciso por energia!
Fonte: Adaptado de Rolfs and Rodney (1988)
A ORIGEM DOS Elementos Pesados
M> 8M_{\odot}
No processo de fusão as estrelas não são capazes de sintetizar elementos mais pesados que o Ferro.
Fonte: https://super.abril.com.br
Os processos de fusão nuclear fazem a tabela periódica crescer...
2 %
98 %
Hidrogênio: 7500
Hélio: 2300
Oxigênio: 100
Carbono: 50
Neônio: 13
Ferro: 11
Nitrogênio: 10
Silício: 7
Magnésio: 6
Enxofre: 5
Argônio: 2
Cálcio: 0,7
Níquel: 0,6
Alumínio: 0,5
Sodio: 0,2
\vdots
\cdots
A ORIGEM DOS Elementos Pesados
Fonte: Lodders, K. 2020
Qual a origem desses elementos? Como?
Número atômico (Z)
A=12+\log\left[\frac{Y}{Y_H}\right]
A ORIGEM DOS Elementos Pesados
A abundância relativa dos núcleos no sistema solar.
\equiv
Uma hipótese é que a evolução natural das estrelas e outros eventos extremos nas galáxias originam processos de nucleossínteses nucleares que sintetizam os elementos mais pesados.
M> 8M_{\odot}
M< 8M_{\odot}
Ambientes favoráveis à síntese de elementos pesados
Explosão de supernovas. Cassiopeia A (Cas A). Os dados do satélite Chandra indicam que a supernova remanescente que produziu Cas A produziu quantidades prodigiosas de ingredientes cósmicos importantes.
Fonte: https://www.nasa.gov/
O elemento mais abundante é o Oxigênio \(\sim 10^6 M_{T}\).
Há também traços de Carbono, Nitrogênio, Fósforo e Hidrogênio.
M=20k\(M_{T}\)
Silício
M=10k\(M_{T}\)
Enxofre
M=???\(M_{T}\)
M=70k\(M_{T}\)
Ferro
Cálcio
Raios-X de alta energia
Fonte: https://www.nasa.gov/
Ambientes favoráveis à síntese de elementos pesados
Explosão de supernovas. Cassiopeia A (Cas A). Os primeiros 1000 dias há uma luminosidade alta devido ao Cobalto.
Fonte: https://cococubed.com/
Raios gama \(^{44}\)Ti em Cas A.
O Titânio na borda da Cas A vem da queima explosiva do Oxigênio e Silício nas camadas mais internas e intermediárias de uma supernova até esse evento nunca tinha sido observada a síntese do titânio estável (59 anos).
Ambientes favoráveis à síntese de elementos pesados
Kilonova é um evento extremo que tem origem da colisão de duas estrelas de nêutrons.
Uma imagem da kilonova que foi observada em torno de 11 horas.
A colisão gera uma explosão de ondas de raio gama que dura de milissegundos a horas.
Em seguida, observam-se raios-X, ultravioleta, óptico, infravermelho e radio.
Ambientes favoráveis à síntese de elementos pesados
Colisão de estrelas de nêutrons. Kilonova AT2017 gfo / GW170817
10,9 horas após a detecção da onda gravitacional da NSM GW170817 sua kilonova foi observada nos detectores LIGO e VIRGO.
Nesses eventos a matéria ejetada é muito rica em nêutrons:
M_{NSM}\approx (0,001 - 0,01 M_{\odot})
Ambientes favoráveis à síntese de elementos pesados
Colisão de estrelas de nêutrons. Kilonova AT2017 gfo / GW170817
Ambientes favoráveis à síntese de elementos pesados
A explosão supernovas e colisão de estrelas de nêutrons são um dos eventos extremos que conseguem produzir elementos novos, ainda mais pesados.
Os nêutrons que resultam desses eventos extremos são responsáveis pela síntese de elementos mais pesados em processos de captura de nêutrons.
PROCESSOS PARA A síntese de elementos pesados
As capturas de nêutrons podem ser lentas (s-process) ou rápidas (r-process)
O tempo de vida de um núcleo:
O quão rápido um núcleo captura nêutrons
\text{sessão de choque} \approx 100 \times 10^{-3} \text{ barns}
<\sigma v> \approx 3 \times 10^{-17} \text{cm}^3/\text{ s}.
\text{velocidade térmica} \approx 3 \times 10^{8} \text{cm/s}.
\tau_n = \frac{1}{n_n<\sigma v>}
\tau_n = \frac{3\times 10^{16}}{n_n}\text{ s}\approx \frac{10^{9}}{n_n}\text{ anos}
\sigma
B2FH. Rev. Mod. Phys. 29 547 (1957); A. Cameron, Report CRL-41 (1957)
Burbidge https://pt.wikipedia.org
A densidade de nêutrons livres:
r:
s:
\tau_n\ \approx 3 \times 10^{-3}\text{ s}.
\Rightarrow n_n \approx 10^{19}\text{ cm}^ {-3}
\tau_n\ \approx 1 \times 10^{2}\text{ anos}.
\Rightarrow n_n \approx 10^{7}\text{ cm}^ {-3}
Burbidge^2, Fowler, Hoyle
Chandrasekhar https://pt.wikipedia.org/
PROCESSOS PARA A síntese de elementos pesados
A tabela periódica da Física Nuclear: A carta de nuclídeos.
~ 3000 nuclídeos instáveis
~ 300 núcleos estáveis
Número de Neutrons
Número de Prótons
\text{}
decaimento-\(\beta^{-}\)
decaimento-\(\beta^{+}\)
captura-p
captura-n
decaimento-\(\alpha\)
n\rightarrow p + e^{-} +\overline{\nu}
p\rightarrow n + e^{+} +{\nu}
Y\rightarrow X + \alpha
PROCESSOS PARA A síntese de elementos pesados
Captura de nêutrons
^{58}_{26}\text{Fe}_{30}+\text{n}\rightarrow
^{59}_{26}\text{Fe}_{31}+\gamma
Decaimento beta
^{59}_{26}\text{Fe}_{33}+\text{n}\rightarrow
^{59}_{27}\text{Co}_{32}+e^- +\overline{\nu}_{e^-}
\tau _{1/2}= 44,490\text{ dias}
Fonte: Francisco R. Villatoro, el 8 diciembre, 2017 (adaptado)
Processo lento de captura de nêutrons e decaimentos...
^A_ZX_N
n\rightarrow p + e^{-} +\overline{\nu}
PROCESSOS PARA A síntese de elementos pesados
Processo rápido de captura de nêutrons e decaimentos...
Fonte: Francisco R. Villatoro, el 8 diciembre, 2017 (adaptado)
\tau _{1/2}= 5,98\text{ min}
Captura de nêutrons
Decaimento beta
^{59}_{26}\text{Fe}_{33}+\text{n}\rightarrow
^{60}_{26}\text{Fe}_{34}+\gamma
^{61}_{26}\text{Fe}_{35}+\text{n}\rightarrow
^{61}_{27}\text{Co}_{34}+e^- +\overline{\nu}_{e^-}
n\rightarrow p + e^{-} +\overline{\nu}
^A_ZX_N
^{60}_{26}\text{Fe}_{34}+\text{n}\rightarrow
^{61}_{26}\text{Fe}_{35}+\gamma
PROCESSOS PARA A síntese de elementos pesados
A tabela periódica da Física Nuclear: A carta de nuclídeos.
Os átomos estáveis possuem o número ideal de prótons e nêutrons.
Elementos mais pesados precisam de mais nêutrons do que prótons para se estabilizar.
Um jeito de se estabilizar é transformar um nêutron em um próton – e se tornar um elemento novo, mais pesado.
PROCESSOS PARA A síntese de elementos pesados
Os processos de captura lenta e rápida de nêutrons.
Este filme mostra um cálculo de nucleossíntese de processo-r, Ye (fração de elétrons) = 0,01, s (entropia) = 10 kB / bárion, tau (escala de tempo de decaimento de densidade exponencial) = 7,1 ms.
Os processo de captura de nêutrons na carta de nuclídeos e possíveis ambientes astrofísicos.
Fonte: Yu. Litvinov.
Massas medidas no FAIR
Massas conhecidas
Núcleos estáveis
Massas medidas no ESR
s-process
@AGB estrelas gigantes
processo-s
@ Supernovas -
@Colisão de estrelas de nêutrons
processo-r
@nova
processo-p
@ X-Ray Burst
processo-rp
@ Big Bang
@ Estrelas de baixa massa
Fusão nuclear
PROCESSOS PARA A síntese de elementos pesados
O universo muda sua composição geral com o tempo, o que significa que as estrelas formadas em momentos e locais diferentes terão naturalmente uma composição ligeiramente diferente.
Fonte:
[He-C-O]
[H-He]
[He]
[C-O]
[H-He]
s
r
PROCESSOS PARA A síntese de elementos pesados
Os processos nucleares predominantes: Fusão e Captura de nêutrons (rápida e lenta).
Fonte: http://www.astronomy.ohio-state.edu/ by Jennifer Johnson / ESA/NASA/AASNOVA
Fusão
Captura
s-cap.
s-cap.
r-cap.
PROCESSOS PARA A síntese de elementos pesados
Nossa galáxia se formou a partir de um gás que é produto de bilhões de anos de evolução química a partir de explosões de supernovas e processos de captura de nêutrons.
Fonte: Cameron (1982)
PROCESSOS PARA A síntese de elementos pesados
RESUMO
Há fortes indícios que o processo de captura rápida de nêutrons ocorra tanto nas explosões de supernova do tipo-II como na colisão de estrelas de nêutrons.
Esse é um tema em discussão recente.
Em um caso ou outro é preciso ter uma boa quantidade de nêutrons para que o processo-r seja ligado.
Somente com a apuração de mais dados permitirão elaborar mais hipóteses e testá-las a partir das observações astrofísicas.
dados => Massa, taxas de reação de captura, tempos de decaimento...
como => Formando recursos humanos, isto é, estudantes....
Realmente, somos feitos a partir da poeira das estrelas.
3% Nitrogênio
Outros
10% Hidrogênio
18% Carbono
65% Oxigênio
73% explosão de estrelas massivas
16,5% morte de estrelas de baixa massa
9,5% fusão Big Bang
1% explosão de anãs brancas
Composição astrofísica do corpo humano
OBRIGADO
SIGA O COMETA NORDESTINO
@COMETANORDESTINO
PROCESSOS PARA A síntese de elementos pesados
Discute-se se as explosões de supernovas são os ambientes mais favoráveis à síntese de núcleos pesados.
As primeiras estrelas contêm um pouco de todos os elementos químicos.
As últimas estrelas contêm maior quantidade todos os elementos químicos (nosso Sol ~ 8 bilhões de anos após o Big Bang).
geradas a partir de poucos ciclos
geradas a partir de vários ciclos
(10^{-4}-10^{-7})\%
elementos pesados
1,4\%
elementos pesados
\sim8\times 10^9 \text{anos}
Baixa massa (\(<1 M_{\odot}) \Rightarrow\) tempo de vida longo e pobre em metais.
Fonte: https://futurism.com/the-life-cycle-of-a-star; Image: Jack Hughes /Twitter: @jackmrhughesOs fluxos de nêutrons necessários podem ser fornecidos por explosões de supernovas e/ou pelas fusões de sistemas binários de estrelas de nêutrons.
Nas Galáxias anãs, como da Reticulum II obtidas pelo Dark Energy Survey (2016)...
Fonte: Dark Energy Survey/Fermilab; Alexander Ji, Anna Frebel, Anirudh Chiti e Josh Simon.
A explosão de supernova nesse ambiente parece não favorecer esse cenário de processos-r
Mas a composição química favorece um cenário de fusão de estrelas de nêutrons.
PROCESSOS PARA A síntese de elementos pesados
A descoberta das estrelas Reticulum II tendem a apoiar que a fonte de elementos pesados via processo-r é devido à colisão de estrelas de nêutrons.
Diversas UFDs (cores) e estrelas da Via Lactea (cinza).
Fonte: Dark Energy Survey/Fermilab; Alexander Ji, Anna Frebel, Anirudh Chiti e Josh Simon.
Abundâncias de elementos pesados previstas por modelos que postulam fusões de estrelas de nêutrons.
Abundâncias de elementos pesados previstas por modelos que postulam explosões de supernovas.
UFD
UFD
Reticulum II (vermelho).
PROCESSOS PARA A síntese de elementos pesados
Origem dos elementos
By Ronai Lisboa
Origem dos elementos
Divulgação científica. Cometa Nordestino. Vitória da Conquista.
