Cadeia próton-próton e o ciclo CNO

Choque de partículas:

 Tudo o que vemos e tocamos possuem uma origem e são constituídos sistematicamente por átomos, que são constituídos essencialmente por prótons, nêutrons e elétrons. Todos os elementos químicos, como eu descrevi, são do processo de fusão nuclear, ou seja, choque de prótons com outras partículas presente na quele ambiente de altíssima pressão e temperatura, devido a gravidade que tenta comprimir o gás e a poeira cósmica em um lugar de aglutinação de matéria (nebulosa, glóbulo molecular, próton-estrela e a estrela definitiva).

Exemplo de fusão nuclear, sendo o processo de transmutação do hidrogênio(H) em hélio(He), dois próton de cor vermelha e dois nêutron  de cor amarela. 

 O choque dessas partículas formam o núcleo da estrela jovem e percorre até a fase que a gravidade vence com sua grande compressão. A compressão imensa que a gravidade exerce sobre a estrela é essencial, com a grande pressão e temperatura geradas na compressão do gás e poeira, que resulta na velocidade de movimento em direções diferentes das partículas, elas consequentemente se chocam no núcleo. Vimos esse processo ocorre com os diversos tipos de isotopos do hidrogênio, gerando os elementos químicos inicias da tabela periódica, ou seja, de acordo com seu número atômicos: ¹H (hidrogênio), ²He (hélio), ³Li (lítio), ⁴Be (berílio), ⁵B (boro), ⁶C (carbono), ⁷N (nitrogênio), ⁸O (oxigênio), e outros elementos químicos de acordo com a complexidade do número atômico, formando camas na estrela.

A larga escala de produção de matéria no núcleo, acaba gerando camas de elementos químicos, os mais leves ficam nas camadas superiores e os com maior número atômico ficam no núcleo (nas camadas acima dele e no próprio núcleo).

 O processo de síntese dos diversos tipos de átomos que utilizam os isótopos de hidrogênio (prótio, deutério e trítio) denomina-se: Cadeia próton-próton(Ciclo de próton-próton) e o processo de nome ciclo CNO(Ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio).

Cadeia próton-próton ou ciclo próton-próton: 

 Processo da  junção de hidrogênio(prótio, deutério e trítio) em hélio(⁴He, dois prótons + dois nêutrons) que liberar energia para manter a estrela contra a imensa compressão da gravidade. Esse fenômeno é natural e ocorre em todas as estrelas, porém este processo é extremamente comum nas estrelas do tipo do sol ou menores.

Modelo simplificado de um isótopo de prótio

 O processo conduz na união de dois núcleos de hidrogênio ¹H(prótio) a ²H(deutério), esse fenômeno libera um pósitron e um neutrino ao transformar um próton em um nêutron, a reação:

¹H + ¹H → ²H + e^- + V_e(neutrino)

 O deutério produzido na reação anterior pode se fusionar com outro núcleo de hidrogênio para formar um isótopo leve de hélio (³He).

²H + ¹H → ³He + γ + 5.49 MeV

 O neutrino liberado nesta reação, portam energias acima dos 0,42 MeV (Mega elétron volt). O pósitron resultante desse processo é anulado com o choque com um elétron e a massa se converte em energia na liberação de dois raio gama, veja a equação:

e⁺ + e^-  → 2γ + 1.02 MeV

 A cadeia próton-próton é dividida em quatro denominações:

Cadeia próton-próton I ou cadeia pp I: Esse processo pp I ocorre com grande frequência de 91% na cadeia de fusão dos prótons e nêutrons, e a implicação no balanço final de 26,7 MeV. Essa cadeia é dominante a temperaturas de 10 a 14 megakelvin(MK), com temperaturas abaixo de 10MK ocorre a pouca produção de ⁴He é baixa.

³He + ³He → ⁴He + ¹H + ¹H + 12.86 MeV

Cadeia próton-próton II ou cadeia pp II: Este processo requer maior temperatura, sendo de 14 a 23 Megakelven(MK). A produção de neutrinos nesta reações do Berílio e o Lítio ⁷Be(e^-, V_e)⁷Li, liberando uma energia de 0,861 MeV, o restante emitindo 0,383 MeV.

³He + ⁴He → ⁷Be + γ
⁷Be + e^- → ⁷Li + V_e
⁷Li + ¹H → ⁴He + ⁴He

                                                      

                  Átomo de Lítio(Li) e Berílio(Be), e seus respectivos elétrons.

Cadeia próton-próton III ou cadeia pp III: o fenômeno ocorre sobre a temperatura de 23 MK, com a força cinética dos átomos sobre a grande temperatura original os isótopos de Berílio (⁷Be, 4 prótons e 3 nêutrons) e Boro(⁸B, 5 prótons e 3 nêutrons), esse isótopos são instáveis e consequentemente entram em estado de decaimento do par de prótons.

³He + ⁴He → ⁷Be + γ

⁷Be + ¹H → ⁸B + γ

⁸B →  ⁸Be + e⁺ + V_e 

⁸Be ↔ ⁴He + ⁴He

Cadeia próton-próton IV(pp IV) ou Hep(hélio-próton): o isótopo de hélio-3(³He) reage com um prótio para formar o isótopo de hélio-4(⁴He). No processo de reação do hélio-3 para formar hélio-4 ocorre a perda de massa dos prótons, essa massa se converte em energia (raios gama) e neutrinos liberados nas reações individuais. A quantificação desta cadeia hélio-próton é de 26,73 MeV.

³He + ¹H → ⁴He + V_e + e⁺

Reação próton-elétron-próton (pep): fenômeno raro, porém ocorre junto com o ciclo próton-próton. Essa reação trata-se do choque de três partículas simultaneamente, tendo um grande grau de improbabilidade de ocorre no núcleo da estrela.

¹H + e^- + ¹H → ²H + V_e

A energia liberada pelos neutrinos nesta reação equivalem a 1,44 MeV, sendo mais energético do que a ciclos pp com 0,42 MeV.

Ciclo Carbono-Nitrogênio-Oxigênio

 O ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio é o segundo processo da reações nucleares nas estrelas, sob temperaturas superiores a do ciclo próton-próton. O ciclo próton-próton é importante para todas as estrelas, como o Sol e outras estrelas com massa igual ou menor. A cadeia próton-próton é substituído pela cadeia CNO, ocorre em estrelas massivas, já que este processo é semelhante ao próton-próton que origina núcleos atômicos com maior conjunto de partículas sub-atômicas unidas.

Como o ciclo pp, o ciclo CNO é dividido em CNO-I, CNO-II e Ciclo OF.

CNO-I: primeiro ciclo da reação, o carbono(C) inicial da reação é retorna com um núcleo de hélio(He).

¹²C + ¹H  → ¹³N + γ  + 1,95 MeV

¹³N → ¹³C + e⁺ + V_e + 1,37 MeV

¹³C + ¹H  → ¹⁴N + γ + 7,54 MeV

¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ + 7,35 MeV

¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + V_e + 1,86 MeV

¹⁵N + ¹H → ¹²C + ⁴He + 4,96 MeV

O Ciclo CNO-I e suas reações.

CNO-II: esse fenômeno ocorre com baixíssima frequência na estrela, onde o produto final é o ¹⁶O (isótopo de oxigênio) e um fóton, veja as equações:

¹⁵N + ¹H → ¹⁶O + γ + 12.13 MeV

¹⁶O + ¹H → ¹⁷F + γ + 0.60 MeV

¹⁷F → ¹⁷O + e⁺ + V_e + 2.76 MeV

¹⁷O + ¹H → ¹⁴N + ⁴He + 1.19 MeV

¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ + 7.65 MeV

¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + V_e + 2,75 MeV

 As reações do nitrogênio(N) e a do oxigênio(O) ocasiona um núcleo de flúor(F) que está estável, sendo catalítico e não se acumula no núcleo da estrela.

Ciclo OF: processo que ocorre em estrelas com grande quantidade de massa. Na ação do ciclo CNO-II existe a produção do isótopo de flúor-18 (¹⁸F) e raios gama(γ) ao invés de um núcleo de nitrogênio(¹⁴N) e partículas alfa (α).

¹⁵N + ¹H → ¹⁶O + γ

¹⁶O + ¹H → ¹⁷F + γ

¹⁷F → ¹⁷O + e⁺ + V_e

¹⁷O + ¹H → ¹⁴N + ⁴He

 O resultado líquido de todos os ciclo CNO sempre são os mesmo:

4 p → ⁴He + 2 e⁺ + 2 V_e + 26.38 MeV

Isótopos de hidrogênio, cátions e nuvens moleculares

Estrelas

 As estrelas são formas comuns no cosmos, elas iluminam constantemente o remanso obscuro do universo, isso pode dura por apenas alguns milhares de anos e podendo ir até trilhões de anos, dependendo de sua massa.

 Todas as estrelas contém algo em comum, sendo a quantidade monstruosa de gás hidrogênio (H). O hidrogênio (H) é o principal elemento químico, ele funciona como um combustível para manter a estrela luminosa e estável com a gravidade. O calor no centro da estrela ultrapassa os dez milhões de graus celsius, dando o processo de choque de partículas, ou seja, a fusão nuclear do hidrogênio (H) em hélio (He).

Típico núcleo estrelar, zonas onde ocorre a fusão dos isótopos de hidrogênio.

Hidrogênio e outros da tabela periódica:

 O elemento químico de número atômico 1 e de massa atômica 1,00794u, é os atributos químicos do hidrogênio (H), sendo, 75% da matéria no universo, o hidrogênio (H) se encontra-se como nuvens de gás, aglomerados de puro hidrogênio molecular ou dihidrogênio (H2), em conjunto com outros elementos químicos como vapor de água (H2O), sulfeto de hidrogênio (H2S), metano (CH4), fosfina (PH3) e dentre outros.

 O hidrogênio (H) possui variações no seu núcleo, como a quantidade de nêutrons, sendo a variação desta quantidade de nêutrons no núcleo atômico de um a dois nêutrons com o único próton. 

O hidrogênio (H) é o único elemento que possui diferentes nomes comuns para cada um de seus isótopos:

 Prótio (1H): É um dos isótopos estáveis do hidrogênio. O núcleo do isótopo prótio é por apenas um único próton e um elétron, ele não possui nêutrons no núcleo.

Estado: gás.
Lugares: Esse isótopo é comum no universo.

Isótopo de Prótio,  um próton e um elétron.

 Deutério (2H): É o segundo tipo de isótopo do hidrogênio, possuindo apenas um próton, um nêutron e um elétron na orbita do núcleo. O deutério é representado com a letra "D", também possui forte presença nas estrela, particularmente no núcleo, onde ocorre a fusão nuclear do hidrogênio. Apesar que o deutério não é radioativo, quando o deutério perde o único elétron que orbita o núcleo, ele passa a ser chamado de dêuteron.

Estado: gás
Lugares: Este isótopo é encontrado na natureza, fissão nuclear, fusão nuclear e no espaço.

Isótopo de Deutério, constituído por um próton, um nêutron e um elétron.

 Trítio (³H): É o terceiro isótopo do hidrogênio, o seu núcleo é composto por, um próton, dois nêutrons e um elétron. Esse isótopo é radioativo, desintegrando-se em ³₂He+, gerando uma emissão beta (β^-). O trítio com o núcleo contendo três partículas, com apenas um próton carregado eletricamente, podendo libera grande quantidade de energia na fusão nuclear. O átomo de trítio é representado pela letra "T".

Estado: gás
Lugares: O isótopo só é encontrado na fissão nuclear, fusão nuclear, próximo das estrelas, na interação de raios cósmicos com os gases da atmosfera da Terra e de outro planetas.

Isótopo radioativo de trítio, constituído por um próton, dois nêutrons e um elétron.

Hidrogênio protonado molecular ou trihidrogênio (H₃⁺): este íon é exótico na Terra, porém abundante no espaço. Este cátion é estável no meio interestelar pelo fator de baixa temperatura e baixa densidade interestelar, sendo no estado químico gasoso, ele é sem paralelos por qualquer tipo de íon molecular. Este cátion é uma molécula triatômica simples (ligação de três centros e dois elétrons), e possui dois elétrons de valência no sistema.

Via de produção de H₃⁺ é pela reação de H₂⁺ com H_2. 

H₂⁺ + H₂ → H₃⁺ + H

 A concentração de H₂⁺ é o que limita a taxa de reação. H₂⁺ só pode ser produzido no espaço interestelar pela ionização de H2 (Dihidrogênio) por um raio cósmico.

H2 + raio cósmico → H₂⁺ + e- + raio cósmico

Emissão de raios cósmicos em uma proto-estrela.

 O raio cósmico possui grande quantidade de energia, que pouquíssima energia é consumida para ionizar a molécula de H₂. Na nuvens moleculares, os raios cósmicos partem da proto-estrela ou da estrela completa, deixando um rastro de H₂⁺, portanto, H₃⁺, ele se encontra em baixa temperatura, sendo de -238°C (35K) e por densidade de 1014/cm².


 As nuvens moleculares no espaço interestelar são riquíssimas de partículas, que capturam umas às outras, em alta temperatura e pressão, no centro da nuvem molecular (núcleo da estrela). Os isótopos comuns na nuvem são os três tipos do hidrogênio (1H, 2H, e 3H), e também, nas emissões de raios cósmicos, sendo os cátions de H₂⁺ e H₃⁺.