C 12 4h c 12 he 2 e 2 ν e γ na mesma epoca al em

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ao de energia. C 12 + 4H C 12 + He + 2 e + + 2 ν e + γ Na mesma ´ epoca, al´ em dos resultados de Hans A. Bethe e Charles L. Critchfield (1910-1994), publicados em 1938 no Physical Review , 54, 248, o f´ ısico alem˜ao Carl Friedrich Freiherr von Weiz¨ acker (1912-2007) tamb´ em identificou v´arias das rea¸c˜ oes de fus˜ao nuclear que mantˆ em o brilho das estrelas. Hoje em dia, o valor aceito para a temperatura do n´ucleo do Sol ´ e de 15 milh˜oes de graus Kelvin, e a essa temperatura, como explicitado por Bethe no seu artigo, o ciclo pr´oton-pr´ oton domina. 4H He 4 + 2 e + + 2 ν e + γ A libera¸c˜ ao de energia pelo ciclo do carbono ´ e proporcional `a 20 a potˆ encia da temperatura CNO T 20 , para temperaturas da ordem de 10 milh˜oes de graus K, como no interior do Sol. J´a para o ciclo pr´oton-pr´ oton, a dependˆ encia ´ e muito menor, com a quarta potˆ encia da temperatura, p - p T 4 . Atualmente, sabe-se que o ciclo do carbono contribui pouco para a ge- ra¸c˜ ao de energia para estrelas de baixa massa, como o Sol, porque suas temperaturas centrais s˜ao baixas, mas domina para estrelas mais massivas. Rigel, por exemplo, tem temperatura central da ordem de 400 milh˜oes de graus K. Quanto maior for a temperatura central, mais veloz ser´a o pr´oton, e maior sua energia cin´ etica, suficiente para penetrar a repuls˜ao coulombiana de n´ucleos com maior n´umero de pr´otons. A astrof´ ısica demonstrou que as leis f´ ısicas que conhecemos em nossa limitada experiˆ encia na Terra s˜ao suficientes para estudar completamente o interior das estrelas. Desde as descobertas de Bethe, o c´alculo de evolu¸c˜ ao estelar, atrav´ es da uni˜ao da estrutura estelar com as taxas de rea¸c˜ oes nu- cleares, tornou-se um campo bem desenvolvido, e astrˆonomos calculam com 247
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confian¸ca o fim de uma estrela como nosso Sol daqui a 6,5 bilh˜oes de anos como uma an˜a branca, ap´os a queima do h´ elio em carbono pela rea¸c˜ ao triplo- α : 3He 4 C 12 , com 3 α T 40 , e a explos˜ao de estrelas massivas como supernovas. Sabemos, com certeza, que o Sol converte aproximadamente 600 milh˜oes de toneladas de hidrogˆ enio em h´ elio por segundo, mantendo a vida aqui na Terra. Essa energia pro- duzida pelo Sol, de L = 3 , 847 × 10 33 ergs/s, ´ e equivalente a 5 trilh˜oes de bombas de hidrogˆ enio por segundo. Para comparar, a primeira bomba atˆ omica, de urˆanio, chamada de Little Boy e que explodiu sobre a cidade de Hiroshima, tinha uma potˆ encia de 20 000 toneladas de TNT (trinitrotolu- eno, ou nitroglicerina). Uma bomba de hidrogˆ enio tem uma potˆ encia de 20 milh˜ oes de toneladas de TNT. Como o Sol tem 4,5 bilh˜oes de anos, ele n˜ao nasceu do material primor- dial (hidrogˆ enio e h´ elio) que preenchia o Universo cerca de 500 000 anos ap´os o Big Bang, mas sim de material j´a reciclado. Esse material passou alguns bilh˜ oes de anos em uma estrela que se tornou uma supergigante e explo- diu como supernova, ejetando hidrogˆ enio e h´ elio no espa¸co, juntamente com cerca de 3% de elementos mais pesados, como carbono, oxigˆ enio, enxofre, cloro e ferro que tinham sido sintetizados no n´ucleo da supergigante, antes desta tornar-se uma supernova.
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