Estrelas de Tecnécio e grupos M, MS e S

 Um tipo de estrela onde o espectro tem presença do elemento químico Tecnécio (Tc), onde é considerado como evidência da nucleossíntese estrelar que foram originados de elementos de complexidade menor. Este elemento em um isótopos estáveis possuem meia vida média de 2,6 milhões de anos podendo variar, com isto indica uma hipótese que foi criado recentemente em relação a vida média do tecnécio (Tc). O tecnécio já foi encontrado em grupos de estrelas M, MS, MC, S e C.

Tecnécio (Tc).

 Estrelas do tipo M são frias, estrela vermelha, de espectro M, com uma superfície menos de 3.600ºC. Absorção de bandas moleculares são provenientes do espectro, com bandas de dióxido de titânio (TiO₂) tornando-se dominante na extremidade inferior da faixa de temperatura. Existe estrelas desta classe que tem emissões de linhas espectrais. Algumas estrelas Mira são deste tipo, como algumas do tipo M são anãs conhecidas como estrelas dMe.

Estrelas MS possuem características das do tipo estrela M e estrela S, especialmente com absorvição de bandas molecular de óxidos de metais, como dióxido de zircônio (ZrO₂), dióxido de titânio (TiO₂) e óxido de estrôncio (SrO).

Estrelas do tipo espectral S são semelhantes as do tipo M, mas com exceção dos grupos dominantes de óxidos no espectro são grupos de metais do quinto período da tabela periódica (zircônio e ítrio) ao invés do terceiro período (titânio, vanádio e escândio). Estrelas S possuem forte presença de cianureto (CN) e bandas moleculares que possuem lítio(Li) e tecnécio (Tc).

   

Tipos de estrelas: bário, mercúrio-manganês e chumbo

Estrela de bário

 São estrelas gigantes do tipo espectral G e K, por possuir grande quantidades de elementos pesados, gerados no processo S de captura de nêutrons, e grande presença de bário ionizado (Ba⁺ e Ba²⁺), outra característica é semelhante ao de estrelas de carbono, como linhas de moléculas de metano (CH), cianureto (CN) e cianogênio (C₂N₂).

 Imagem ilustrativo do elemento químico bário (Ba), o número de prótons e elétrons são iguais a 56, e o de nêutrons são 81. Exemplo de isótopo é o ¹³⁷Ba.

 Esse tipo de estrela é enigmática, pelo fato dos pesquisadores acreditar que uma estrela deste porte é difícil se forma com essa anomalia química.
 Uma estrela de bário é normalmente encontrada em um sistema binário. Isso indica a possibilidade que uma estrela iria transferir sua massa para sua parceira, devido a sua evolução estrelar da estrela doadora.
 Existe a possibilidade que o sistema binário é constituído por uma estrela de sequência principal e uma estrela de carbono do ramo gigante assintótico (RGA) nos estágios finais de sua evolução, que havia produzido elementos do processo S, como carbono (C), oxigênio (O), neônio (Ne) e magnésio (Mg) e alguns algumas apresentam o óxido de zircônio (ZrO, nas atmosfera da estrela), que são levados para camadas superiores da estrela gigante por convecção. Este fenômeno puxa as camadas superficiais da estrela de carbono.

Exemplo do fenômeno de transferência das camadas superficiais da estrela de carbono para sua companheira de sequência principal, existe a possibilidade da estrela doadora ser lançada para o espaço.

 Existe uma grande variedade de estrelas de bário que são quimicamente anômalas. Alguns exemplos: ξ Capricorni, HD 209992 e HD 123396. Essas estrelas de bário possuem diferença nas camadas superficiais e nas internas. 

 A ξ Capricorni possui linhas ítrio (Y), Zircônio (Zr), lantânio (La), cério (Ce), praseodímio (Pr), neodímio (Nd) e samário (Sm) do grupo do ferro, incluindo linhas ionizadas.

 Já a estrela HD 209992 tem presença de fortes linhas de metano (CH) e cianureto (CN), mas está estrela não apresenta forte presença de estrôncio (Sr II ou ionização=1) e bário (Ba II ou ionização=1).

 Estrela HD 123396, ela é diferente das outras duas estrelas citadas. Está estrela possui grande abundância de elementos do ciclo CNO e OF, isso indica abundância química de C, N, α, pico de ferro, e a captura neutrônica de elementos. Existe possibilidade que está imensa diversidade de átomos pelo fenômeno de transferência de massa por uma estrela RGA com relação de [F/O]. A produção de flúor (F) acontece via a uma série de reações complexas de prótons e reações de captura neutrônica, começando por ¹⁴N(α, γ)¹⁸F(β+)¹⁸O(p, α)¹⁵N(α, γ)¹⁹F reações. Os prótons da reação do ciclo CNO ¹⁸O(p, α)¹⁵N que vem do ¹⁴N(n, p)¹⁴C reação, que exige muitos nêutrons livre.

Estrela de mercúrio-manganês:

 Estrelas de HgMn são classificadas como quimicamente peculiar (CP: chemically peculiar), isso indica que a abundância de metais é anômala nas camas superiores da estrela.

Exemplo de isótopos estáveis de mercúrio e manganês. Este isótopo de mercúrio possui 80 prótons e 120 nêutrons , já o manganês possui 25 prótons e 30 nêutrons. Exemplo deste isótopos são ²⁰⁰Hg e ⁵⁵Mn.

 Este tipo de estrela tem uma característica química que são absorção de manganês(Mn), ítrio(Y), estrôncio(Sr) e principalmente linhas de mercúrio II(ionização=1) ionizado. Essa presença de metais na atmosfera da estrela, ela é considerada quimicamente homogênea. Essa alta concentrações de metais na atmosfera gera um campo magnético e a temperatura é similar como uma estrela do tipo Ap.

 Alguns exemplos de estrela HgMn: HD 29647 e HD 175640.

 Estrela HgMn Hd 29647: é uma estrela envolvida em uma complexo de nuvem escura de Taurus (Taurus Dark Cloud Complex), esse complexo é constituído por hidrogênio molecular (H₂), metilacetileno (CH₃CCH), butadiinilo (C₄H), amônia (NH₃), cianureto (CN), hélio (He), cianodiacetileno (HC₄CN), cianoacetileno (HC₂CN), etino (C₂H^-) e  outros como HC₇N, CH₃C₃N e CH₃CH₂C₃N.

Complexo molecular de Taurus.

 O observatório McDonald estudou por cinco noites a estrela MgMn HD 29647, o espectro foi medido com o programa VLINE equipado com linhas fortes de metais para linhas de He I(He⁺) e algumas outras linhas fortes de metais.
 As linhas estrelar que foram encontrada no primeiro estágio foi as espécies de Si II (ionização=1), Si III (ionização=2), P II (ionização=1), P III (ionização=2), S II (ionização=1), Ti II (ionização=1), Mn I (ionização=0). Mn II (ionização=1), Fe I (ionização=0), Fe II (ionização=1), Y II (ionização=1) e Er III (ionização=2).

 O espectro mostrado pelo Balmer e Paschen de linhas de H I. Aquelas de He I, C I, C II, O I, Ne I, Mg I, Mg II, Al II, Si II, Si III, P II, P III, S II, Ca I, Ca II, Sc II, Ti II, Cr I, Cr II, Mn I, Mn II, Fe I, Fe II, Fe III, Ni II, Zn II, Ga II, Sr II, Y II, Zr II, Xe II, Ba II, Ce II, Nd II, Nd III, Eu II, Dy II, Yb II, Hg II e Hg III foram identificados utilizados para análise de abundância. Além disso, identificou outros valores de Pr III, Dy III, Er III e outras linhas estranhas de Eu III e Gd III.

Estrela de chumbo:

 Este tipo de estrela é de baixa metalicidade ([Fe/H] ≤ -1), uma estrela do ramo gigante assimptótico (AGB) em evolução de baixa e massa intermediária (0.8 ≤ M (M☉) ≤ 8) que exibi uma larga escala de absorção de chumbo (Pb) e bismuto (Bi) no espectro, que foram criados pelo processo S. A primeira estrela de chumbo (definido como uma estrela rica em elemento-s com [Pb/hs] ≥ 1,  hs começa sendo qualquer do bário (Ba), lantânio (La) ou cério (Ce) entre estrelas CH tem sido relatadas. Cinco estrelas CH (com [Fe/ H] variando de  - 1.5 - 2.5) foram estudas, duas apresentam ser ricas em chumbo (com [Pb/Ce] ≃ 0,7). A linha de Pb I foi detectada graças alta resolução dos equipamentos com o espectro.  Abundância em duas estrelas (HD 198269 e HD 201626)

                         

Exemplo de isótopos dos elementos chumbo/lead(Pb) e bismuto/bismuth(Bi). O isótopo que estão na tabela periódica são ²⁰⁷Pb e ²⁰⁹Bi no estado estável.

 Exemplo de síntese de Pb e Bi no processo S: ²⁰⁹Bi captura um nêutron, produzindo ²¹⁰Bi que decai para ²¹⁰Po, por decaimento de um β-. ²¹⁰Po por sua vez decai para ²⁰⁶Pb por decaimento α.

²⁰⁹₈₃Bi + n → ²¹⁰₈₃Bi + γ

²¹⁰₈₃Bi       → ²¹⁰₈₄Po + β- + V_e

²¹⁰₈₄Po         → ²⁰⁶₈₂Pb + α

 A linha de Pb I é um estrutura complexa constituído de três componentes decorrentes da estrutura finas (deslocamento ou separação do nível de energia de átomos, moléculas e íons) de ²⁰⁷Pb com mais três isótopos associados ²⁰⁴Pb, ²⁰⁶Pb e ²⁰⁸Pb.

Estrela gigante vermelha, estrela de carbono e a estrela do tipo S

 A origem destes corpos celestes são da evolução estrelar de estrelas com massa pequena ou intermediária de 0,5 e 10 M☉. A parte exterior da estrela começa a fica inflada e tênue, consequentemente o raio da estrela é imenso e a temperatura superficial de 5000 K (4726,85°C). A cor da estrela gigante é amarelo-laranja com os tipos espectrais K e M, mas também incluído as estrelas de carbono.

Exemplo de Gigante Vermelha com camadas infladas.

 Estrelas gigantes vermelhas comuns são classificadas em estrelas do ramo das gigantes vermelhas (RGB), por causa da existência de fusão de hidrogênio(H) em hélio(He), o núcleo da estrela é composto de hélio(He) inerte. A segunda classificação são as estrelas do ramo gigante assimptótico (AGB), este ramo produz carbono(C) através do hélio(He) no processo triplo-alfa, um exemplo são as estrelas de carbono do tipo C-N e C-R.

 A evolução das estrelas de sequência principal com massa 0,5 até 6 M☉. Na formação do colapso de uma nuvem molecular no meio interestelar, material que preenche os espaços entre as estrelas. Esse espaço interestelar contém hidrogênio(H) e hélio(He), com traços de metais com o número atômico maior que 2, como por exemplo, lítio(Li), Berílio(Be) etc. A divisão dos elementos é uniforme na estrela. A estrela atinge alguns milhões de graus celsius ou kelvin, atingindo o equilíbrio hidrostático. Essas estrelas converte vagarosamente o hidrogênio(H) em hélio(He), o tempo pode ser de milhões a bilhões de anos em casos hipotético podendo durar até trilhões de anos.


 Nesse processo o hidrogênio(H) se exaure no núcleo e as reações são interrompidas, e o núcleo começa a se contrair devido a gravidade da estrela. Uma camada acima do núcleo começa as reações nucleares de hidrogênio(H) em hélio(He), as altas taxas de fusão produzem energia em larga escala aumentando a luminosidade(L☉). As camadas externas começam a se expandir-se, dando início a fase Gigante Vermelha.

Fase principal da síntese de hélio(He):

²₁H + ²₁H → ³₂He + ¹₀n

³₁H+¹₁p → ⁴₂He + γ

Fase da fusão de hélio(He) em carbono(C), começa as reações nucleares na camada acima no núcleo de hélio(He):

⁴He + ⁴He + ⁴He → ¹²C + 7.275 MeV

Átomos de hélio(He) se chocando no núcleo de uma estrela, com forme a equação acima.

 O  núcleo fica superficialmente denso para que a pressão degenerativa dos elétrons comece a agir para evitar o colapso do núcleo, o mesmo continua a se aquecer até 10⁸K, esse calor faz que o hélio(He) se transforme em carbono(C) pelo processo triplo-alfa. A estrela do ramo assimptótico no estágio final ejeta as camadas externa para o espaço, criando uma nebulosa planetária rica em diversos átomos que ela sintetizou.

 A fase gigante vermelha é curta, em escala de milhões de anos ao invés da sequência principal que dura até em bilhões de anos.

Gigante Vermelha ejetando as camadas externas ao espaço.

"Em sua agonia final o Sol vai pulsar lentamente, até lá o seu núcleo terá ficado tão quente que convertera temporariamente o hélio em carbono, as cinzas da fusão nuclear hoje vão virar o combustível para mover o Sol próximo ao fim de sua vida em seu estágio de gigante vermelha. Então o Sol vai perder grandes lascas de sua atmosfera exterior para o espaço, enchendo o sistema solar com um gás brilhante sinistro, o fantasma de uma estrela indo embora. Em bem no centro haverá uma anã branca, o núcleo quente do Sol com seu combustível nuclear agora esgotado esfriando lentamente para virar uma fria estrela morta.

 Assim é a vida de uma estrela comum, nasce em uma nuvem de gás, amadurece como um Sol amarelo, desmorona como uma gigante vermelha e morre como  uma anã branca envolvida em sua mortalha de gás."

Carl Sagan          

 Estrela de carbono

 As estrelas de carbono são do tipo tardio que apresentam tipo espectral K e M, podendo ser até algumas anã vermelha. Basicamente é uma estrela com grande quantidade de carbono(C) ao invés de oxigênio(O) em sua atmosfera. Essa atmosfera rica em carbono(C) possibilita formação de monóxido de carbono(CO) nas camadas superiores que ocasiona a falta de oxigênio(O) na atmosfera, tendo como consequência uma atmosfera rica em fuligem deixando com uma aparência avermelhada da estrela. Estas estrelas são classificadas em Estrelas de carbono clássicas e não-clássicas.

Estrelas de carbono clássica:

 São estrelas do tipo espectral C-N e C-R, estrela rica em carbono(C) pela fusão do hélio(He) pelo processo Triplo-alfa no núcleo no final da fase gigante do ramo assimptótico. Ocorre a convecção dos produtos que foram sintetizados para a superfície, sendo o carbono(C) e outros elementos. Estas estrelas do ramo gigante assintótico fundem hidrogênio(H) em uma camada entre 10.000 a 100.000 anos até a começar a fusão do hélio(He) neste camada cessando a fusão do hidrogênio(H) temporariamente, consequentemente a luminosidade(L☉) da estrela, ela começa a se expandir parando a fusão do hélio(He) e recomeça a combustão do hidrogênio na camada. Esse fenômeno na camada se torna frequente, as camadas da estrela são ejetadas no espaço, isto é o fenômeno de flash hélio fora do controle.

• C-N: forte absorção difusa azul, elemento do processo S, bandas isotópicas fracas e são AGB.
• C-R: forte bandas isotópicas, são visíveis na terminação azul do espectro e nenhuma linha de bário(Ba) e são gigante vermelha.

Estrela de carbono não-clássica:

 Estrelas de carbono não-clássica são denominada de C-H e C-J, podendo ser uma estrela solitária ou de uma sistema binário, ocasionalmente sendo uma estrela gigante e outra uma anã branca. A estrela anã branca era uma estrela de carbono clássica e a sua companheira passou pela acreção com material rico em carbono(C). O carbono extra nas gigantes vermelha não foram produzidos no interior da estrela.

 Essa classe criar a possibilidade de ser a origem das estrelas de bário, pelo fato possuir linhas espectrais forte de carbono(C) e bário(Ba), sendo do processo S.

• C-H: absorção intensa de CH, gigante brilhante e transferência de massa em um sistema binário.
• C-J: Bandas isotópicas de carbono diatômico(C₂) e cianureto(CN) intensas.

Exemplo de estrela do ramo gigante assimptótico ejetando as camadas no espaço, a nuvem é conduzida pelo vento estelar, e o núcleo da estrela é exposto para se transformar em uma anã branca. 

 Existe uma terceira estrela de carbono não-clássica, a estrela de carbono deficientes em hidrogênio (HdC), apenas cinco estrelas deste tipo são conhecidas, e nenhuma delas são de sistemas binários, sendo enigmáticas.

• C-Hd: Possui linhas de hidrogênio e bandas de CH fracas ou não possui.

 As estrelas de carbono possui linhas de moléculas de carbono diatômico(C₂), muitos outros compostos como metano(CH), cianogênio(CN), C₃ e SiC₂.

 Os flashes de hélio fora de controle causa instabilidade e a estrela acaba ficando com baixa gravidade superficial e as camadas são ejetada no espaço através dos ventos estrelares. Permanece uma poeira rica em carbono similar ao grafite, sendo denominada de poeira interestelar.

Estrela do tipo S

 São estrelas gigante vermelha do tipo espectral S semelhante às de tipo M, esse tipo apresenta óxidos que estão em grande quantidades no espectro, esses óxidos são metais como o zircônio(Zr), ítrio(Y), etc. Essas estrela apresentam bandas intensas de cianogênio(C₂N₂) com linhas de lítio(Li) e tecnécio(Tc). Estrelas pura do tipo S são denominadas estrelas de zircônio onde o óxido de zircônio(ZnO) está presente em larga escala com presença de pouco ou nenhum óxido de titânio(TiO).

 Estrela de tecnécio é constituída por isótopos instáveis que decai rápido deixando apenas os estáveis que tem vida de alguns milhões de anos. Essa estrela tem características de estrela M, estrela MS, estrela MC, estrela S e estrela de carbono.

 Um exemplo é a estrela Ji Cygni (χ Cyg).

Estrela Anã Amarela e classe G

Anã Amarela:

 Estrelas do tipo anã amarela são as principais na classe G, a massa delas pode ser de 0,8 a 1,2 M☉ (massas solares) e temperaturas superficiais de 5300 K (5026°C) e 6000 K (5726°C). Esse tipo de estrela está fazendo a fusão do elemento químico hidrogênio (H) em hélio (He), o Sol é um exemplo de estrela anã amarela, ele a cada segundo funde cerca de 600 milhões de toneladas de hidrogênio (H) em Hélio (He) e cerca de 4 milhões de toneladas de matéria em energia.

Sol: As zonas escuras em raios X, são buracos na coroa solar onde escapam os prótons e elétrons que através dos ventos solares vão para o espaço, devido a fusão constante do elemento hidrogênio (H) em Hélio (He).

 Outro exemplo de de anã amarela é a 18 Scorpii é a décima oitava estrela mais brilhante da constelação de escorpião, ela é similar ao Sol. A massa de 18 Scorpii é de 1,02 ± 0,03 M☉, a temperatura superficiais da estrela é de 5433 K ± 6900 K e o índice de metalicidade em [Fe/H] = 0,04. 18 Scorpii também é inclusa na classe G.

Classe G:

 A classificação de classe das estrelas é feita pela temperatura da fotosfera e as características espectrais.

 A classe G é a mas que possui e mais estrelas que são bem conhecidas. Essa classe possui linhas de hidrogênio (H) mais fracas que as estrelas da classe F mas além das linhas de metais ionizados, sendo que elas possuem linhas de metais neutros. Muitas estrelas de classes O e B passam pelas outras classes durante o seu decaimento.

Espectro da classe G do tipo G5iii.

 Um outro exemplo de estrela de classe é G é Mu Arae ou μ Arae, uma estrela com coloração amarela que possui uma temperatura superficiais de 5820 K (5546°C). Mu Arae possui massa de 1,10 ± 0,01 M☉ e um raio de 1,36 ± 0,01 R☉ e o índice de metalicidade em [Fe/H] = 0,30 ± 0,01.


 Mu Arae possui cerca de 6340 bilhões de anos e está prosseguindo para o estágio subgigante, isto indica que que ela possui um índice de metalicidade maior do que o Sol. Rica em elementos mais pesados do que o hélio (He), oxigênio (O) e carbono (C), como por exemplo o magnésio (Mg), silício (Si) e o ferro (Fe). 

 A estrela é semelhante ao Sol, ela possui um sistema planetário, sendo constituído por quatro planetas. As características deles é igual ao de Júpiter, são gigantes gasosos. 

concepção de Mu Arae e seu sistema planetário.

Fotodesintegração

 A fotodesintegração ocorre quando um raio gama (γ) altamente carregado de energia em um núcleo atômico e causa a excitação do mesmo, o núcleo decai em dois ou mais núcleos. Quando um próton ou nêutron é expulso pelo choque de um raio gama (γ) incidente, em uma situação extrema o raio gama (γ) causa a reação espontânea de fissão nuclear. A fotodesintegração é endotérmica (reação que absorve energia) para núcleos atômicos leves do que o ferro(₂₆Fe) e a exotérmica (libera de energia) para núcleos mais pesados do que o próprio ferro (₂₆Fe).

γ +  ⁵⁶Fe → 13 ⁴He +  4n

 Os núcleos de Hélio(He) se divide em prótons e nêutrons, isso possibilita a criação de novos elementos, através da fotodesintegração.

γ + ⁴He → 2p⁺ + 2n

 A fotodesintegração é responsável por síntese de alguns elementos pesados, ricos em prótons, ocorre no processo p e supernovas.

Processo p:

 Esse processo ainda está em debate, mas o processo p é diferente do processos r, s e rp. Esse processo consegue produzir elementos Platina (₁₉₀Pt) e Itérbio (₁₆₈Yb), esses núcleos são ricos em prótons. 

 Existe uma causa da abundância de isótopos de número atômico maior que 100 ricos em prótons na fotodesintegração, são ocasionados por raios gamas (γ), nêutrons e partículas alfa (α). As temperatura obtida em uma supernova oscilam 2.10⁹ e 3.10⁹ kelvin, a radiação de um corpo negro produz uma série de fótons que tem chances de desintegrar núcleos formandos nos Processos S e R.

Fotodesintegração do neônio:

 Quando o núcleo de uma estrela completa o estágio do Carbono (C), o núcleo contrai-se até chegar na temperatura de 1,2.10⁹ K, a estrela consegue conter o colapso por um curto período de tempo. Essa temperatura os fótons irradiados no centro do núcleo consegue fazer a fotodesintegração do neônio-20, sendo endotérmico (absorve energia) e o subproduto resulta em uma exotérmica (libera energia).

γ + ²⁰Ne → ¹⁶O + α              Q = -4,73 MeV

α + ²⁰Ne → ²⁴Mg + γ           Q = 9,31 MeV

 Consequentemente deve haver grandes quantidades de oxigênio (¹⁶O) e Magnésio (²⁴Mg) originando novas camadas de fusão. Além do neônio existem outras camadas de carbono (C), hélio (He) e hidrogênio(H). Os ventos solar desprende grandes quantidades de hidrogênio (H) e são perdidas no espaço.

Fotodesintegração e fusão do silício:

 A estrela que atinge o 2,7.10⁹K e 3.10⁷ g/cm³ , ocorre a combustão do silício (²⁸Si) que inicia um complexas reações que mantém a estrela estável por um único dia. Uma parte do núcleo de silício-28 se choca com fótons ultraenergéticos, que transforma em outros isótopos como de silício-27 e magnésio-24. Muitos prótons e nêutrons são reemitidos e são recapturados por átomos cada vez mais complexos até o pico ferro(Fe).

 O Silício (²⁸Si) alcança temperaturas adequadas para formar níquel-56, que se degrada até o ferro-56, elemento final no qual deixa de ser uma reação exotérmica, a o núcleo atinge o equilíbrio estático nuclear (Fe56 + Ni56). 

²⁸Si + ²⁸Si → ⁵⁶Ni + γ

⁵⁶Ni + ⁵⁶Co → e^- + V_e

⁵⁶Co + ⁵⁶Fe  → e^- + V_e

Captura neutrônica - processo S e processo R

Processo R:

 É a captura neutrônica rápida, para elementos radioativos que se encontram em alta densidade neutrônica. Os núcleos são bombardeado por um fluxo de nêutrons, que consequentemente gera um núcleo instável que logo decaem rapidamente formando um outro isótopo estável mas rico em nêutrons.

 Acredita-se que o processo r ocorre no núcleo de ferro(Fe) das supernova de colapso, estado necessário para este fenômeno físico no espaço. Entretanto, o processo R produz pouquíssimos elementos, e poucos escapam para o exterior da supernova.

Imagem ilustrativa de uma supernova, tempo do colapso da estrela.

Com o grande fluxo de nêutrons (10²² nêutrons por cm² por segundo), a velocidade de formação dos isótopos é maior que  a de desintegração beta (β), os elementos sintetizados sobre está via sobem rapidamente pela linha de estabilidade N/Z, inclusive passando pela zona de instabilidade (neutron drip line).

Processo S:

 Está via se síntese de elementos por captura lenta de nêutrons, é um tipo de nucleossíntese que necessita de  condições de menor densidade neutrônica e menor temperatura nas estrelas.

 O processo S gera grandes quantidades de elementos com número maior que o ferro(Fe), essa via representa grande papel na evolução química galáctica.

 Este processo ocorre somente em estrelas massivas que o sol. Tendo como ponto de partida o núcleo de ferro(Fe) de uma estrela massiva. O núcleo possibilita a larga produz de nêutrons essencial para o aumento do número atômico dos elementos na tabela dos isótopos.

 O ferro(Fe) é importante para o tipo de captura neutrônica-desintegração beta (β), formam novos elementos.

 Algumas formas de uma estrela produzir nêutrons:

¹³C + α → ¹⁶O + n

²²Ne + α → ²⁵Mg + n

 A fonte principal produz elementos (processo triplo-alfa) além do estrôncio(Sr) e do ítrio(Y), se aproximando do chumbo(Pb) com o índice de metalicidade baixa. O processo S abarca elementos do grupo do ferro(Fe) até o estrôncio(Sr) e o ítrio(Y), e inicia ao ciclo final de combustão do hélio(He) e carbono(C) nas estrelas massivas.

Ramo Assintótico Gigante, estrela de baixa massa e moderada. O seu interior possui um núcleo inerte de carbono(C) e oxigênio(O), uma camada em torno do núcleo onde ocorre a fusão do hélio(He).

 Devido o fluxo neutrônico baixo (10⁵ a 10¹¹ nêutrons por cm² por segundo), não se obter-se elementos além dos isótopos radioativos do tório(Th) ou urânio(U).

 ²⁰⁹Bi captura um nêutron, produzindo ²¹⁰Bi que decai para ²¹⁰Po por decaimento de um β-. ²¹⁰Po por sua vez decai para ²⁰⁶Pb por decaimento α.

²⁰⁹₈₃Bi + n → ²¹⁰₈₃Bi + γ

²¹⁰₈₃Bi       → ²¹⁰₈₄Po + e^- + V_e

²¹⁰₈₄Po          → ²⁰⁶₈₂Pb + ⁴₂He

 O chumbo (²⁰⁶Pb) captura três nêutrons forma chumbo (²⁰⁹Pb), no qual ocorre a desintegra emitindo um elétron dando bismuto (²⁰⁹Bi), o processo recomeça.

²⁰⁶₈₂Pb + 3n → ²⁰⁹₈₂Pb

²⁰⁹₈₂Pb         → ²⁰⁹₈₃Bi + e^- + V_e

Processo Alfa e Processo Triplo-Alfa

Nucleossíntese Alfa:
Partícula Alfa: forma de decaimento radioativo que é originado por um núcleo atômico instável, transformando-se em outro núcleo com a estrutura do elemento hélio (⁴₂He).

Processo Alfa:

 Uma das classes de fusão nuclear, no qual o núcleo da estrelas que convertem o hélio em elementos mais pesados.

¹²₆C + ⁴₂He → ¹⁶₈O + γ + 7.16 MeV

¹⁶₈O + ⁴₂He → ²⁰₁₀Ne + γ + 4.73 MeV

²⁰₁₀Ne + ⁴₂He → ²⁴₁₂Mg + γ + 9.31 MeV

²⁴₁₂Mg + ⁴₂He → ²⁸₁₄Si + γ + 9.98 MeV

²⁸₁₄Si + ⁴₂He → ³²₁₆S + γ + 6.95 MeV

³²₁₆S + ⁴₂He → ³⁶₁₈Ar + γ

³⁶₁₈Ar + ⁴₂He → ⁴⁰₂₀Ca + γ

⁴⁰₂₀Ca + ⁴₂He → ⁴⁴₂₂Ti + γ

⁴⁴₂₂Ti + ⁴₂He → ⁴⁸₂₄Cr + γ

⁴⁸₂₄Cr + ⁴₂He → ⁵²₂₆Fe + γ

⁵²₂₆Fe + ⁴₂He → ⁵⁶₂₈Ni + γ

 Esses isótopos são os mais abundantes e múltiplos íntegros da massa do hélio. O número atômico (Z) menor ou igual que 22: C, N, O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti. Todos esses núcleos são sintetizados na captura alfa na fusão nuclear do silício precursor para as Supernovas do tipo II (resultam um colapso gravitacional e uma violenta explosão de uma estrela massiva), o Si e o Ca são elementos derivados do processo alfa. O elemento Mg é consumido por reação de captura protônica. O oxigênio é um elemento alfa em estrelas de baixa metalicidade. Os elementos C e N são considerandos elementos alfa, pela sintetização nas reações nucleares da captura alfa.

 Supernova do tipo II sintetizam o Oxigênio e outros elementos alfa (Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca e Ti) e com maior quantidade de energia formando o pico de Ferro (V, Cr, Mn, Fe, Co e Ni).

Processo Triplo-Alfa

 O processo de fusão é composto de três átomos de hélio (⁴₂He) originando um núcleo de Carbono (¹²C).

 O tempo é importante para este processo, o hidrogênio é o combustível primário de uma estrela, após o esgotamento do combustível primário é substituído pelo secundário, o hélio.

 A reação triplo-alfa ocorre sobre velocidades em temperaturas acima de 100 milhões de kelvin em núcleos estrelares com grande quantidade de hélio concentrado no núcleo. O triplo-alfa ocorre em estrelas com idade velhas (Ex.: Sol, quando passar para próxima fase: Gigante Vermelha), o hélio produzido no ciclo próton-próton e na cadeia CNO, se concentra no núcleo da estrela, dando a possibilidade de fundir núcleos alfa.

⁴He + ⁴He ↔ ⁸Be

⁸Be + ⁴He → ¹²C + γ + 7.367 MeV
⁴He + ⁴He + ⁴He → ¹²C + 7.275 MeV

Representação do choque de núcleos, sendo a união de dois hélios (⁴He) que originou Berílio (⁸Be), o isótopo instável do Berílio se choca com outro hélio consequentemente originando um isótopo de Carbono-12 (¹²C).

 Com as equações pode-se deduzir que o isótopo de Berílio-8, um núcleo instável e logo decai em 2.6.10¹⁶ segundos para duas partículas alfa, porém alguns núcleos permanecem estável.

⁸Be ↔ ⁴He + ⁴He

 A energia liberada pelo Berílio-8 é inferior, mas equivale a de duas partículas alfa. O ⁸Be e o ⁴He possuem a quantidade exata de energia do estado de excitado do ¹²C.

 Existe a possibilidade do decaimento de uma pequena fração do núcleo de Carbono-12, veja:

¹²C → ¹²C + 2γ ou ¹²C → ¹²C  e⁺ + e-

 Existe um processo secundário do triplo-alfa que origina um núcleo de Oxigênio-16 estável.

¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ

 Depois da formação do isótopo de ¹⁶O se uni com outra partícula alfa formando o Neônio(Ne), este processo que o oxigênio forma o neônio se torna difícil, devido às regras do spin nuclear. 

 As reações nuclear resulta na larga escala de produção do carbono e do oxigênio mas poucas frações forma o neônio e outros núcleos atômicos pesados, sendo estes dois os principais produtos da fusão do Hélio.