Proton-proton

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Em astrofísica, a reação proton-proton é uma das duas reações nucleares pelas quais as estrelas conseguem através de fusão nuclear transformar núcleos de hidrogênio (protons) em núcleos de Hélio (partículas alfa).

Devido às altas temperaturas dentro de uma estrela, tanto o hidrogênio, quanto o Hélio existem em uma forma totalmente ionizada, isto é sem, os seus elétrons orbitantes. Por isto é costume se falar de protons e particulas alfa ou de hidrogênio e hélio respectivamente, ao se tratar destas reações.

Os elétrons destes átomos no entanto, estão lá, livres das amarras da ligação química (coulombica), e vagueam pela pelo plasma quase sem interferir diretamente nos processos de fusão que geram a energia da estrela.

Para se criar um núcleo de Hélio são necessários dois protons e dois neutrons. Como o combustivel principal de uma estrela é o hidrogênio, deve existir um processo anterior de produção de Neutrons para que este processo tenha sucesso.

[editar] Primeira etapa da reação: criação de neutrons

A criação de neutrons ocorre inicialmente pela colisão entre dois protons. O resultado é um novo nucleo formado por um proton e um neutron chamado de deutério (²H). Se analisarmos o processo e contando as cargas elétricas antes e depois da reação:

H⁺ + H⁺ → (H⁺ + N) == ²H

notamos que a reação não deve estar correta já que uma carga positiva 'sumiu'. A conservação de cargas nos leva a suspeitar que neste processo uma partícula com a carga positiva faltante deve ter sido criada. Ela também deve ser leve porque as massas de protons é neutrons são praticamente iguais, e portanto a quantidade de massa dos dois lados da equação seria 'quase' equivalente. A diferença deve ser a massa da particula faltante. Esta partícula é um pósitron, uma particula com a massa do elétron e carga positiva. O processo correto do ponto de vista de conservação de cargas, e massa, seria portanto:

H⁺ + H⁺ → ²H + e⁺

Empiricamente este seria o processo esperado para a criação de neutrons a partir de protons, dentro de uma estrela. Uma análise mais cuidadosa do balanço de energia e momento e momento angular nos força a incluir na reação um outra partícula a mais, sem massa, mas com energia e momento: um neutrino.

H⁺ + H⁺ → ²H + e⁺ + ν_e

A notação correta para esta reação não é a utilizada acima, onde destacamos a carga do proton para efeito de clareza. Reações deste tipo são escritas colocando-se a massa nuclear (número de protons mais neutrons no núcleo) à esquerda do símbolo do núcleo. Desta forma nosso núcleo de hidrogênio seria escrito como ¹H, e a nossa reação como:

¹H + ¹H → ²H + e⁺ + ν_e

Neutrinos neste tipo de reação podem carregar energias de ate 0.42 MeV. O positron que emerge deste processo se ve imediatamente cercado por um mar de elétrons e é quase imediatamente aniquilado, liberando raios gama:

e⁺ + e^- → 2 γ + 1.02 MeV

Existe um fato extremamente importante sobre esta reação proton-proton que é o tempo que ela leva para ocorrer. Desde a fusão dos dois nucleos até o decaimento de um proton em neutron e a formação de deutério podem ser passar mais de 1.000.000.000 de anos (10⁹ anos). Isto ocorre pois esta etapa depende da força fraca dentro do núcleo que limita o rendimento da reação. Felizmente pois, caso demorasse menos que isto nosso Sol poderia já ter se autoconsumido.

Apesar o tempo aparentemente enorme para cada reação, o que torna a probabilidade de sua ocorrência infinitesimal, o grande volume de prótons disponíveis faz com que o rendimento da reação gere energia suficiente para sustentar a massa da estrela e deter o seu colapso gravitacional.

[editar] Segunda etapa: fazendo Hélio e outros elementos

O deutério produzido na etapa anterior agora esta pronto para ser usado em uma colisão com outro proton e gerar um isotopo leve do Hélio, o ³He:

H⁺ + ²H → ³He + γ + 5.49 MeV

Daqui para se criar um nucleo de Hélio (⁴He) existem três tipos de reações possíveis, chamadas de reação pp I, pp II e pp III respectivamente.

[editar] pp I

Esta é a reação que ocorre com a colisão de dois isotopos como os gerados na etapa anterior:

³He + ³He → ⁴He + ¹H + ¹H + 12.86 MeV

Esta é a reação nuclear mais simples para a produção de Hélio, as outras reações de fusão pp II e pp III, utilizam o proprio Hélio e/ou outros núcleos de elementos mais pesados.

Todo o processo até aqui, da fusão dos protons originais, até a criação do Hélio gerou um saldo positivo de 26.7 MeV de energia. Este é o processo dominante na faixa de temperaturas de 10 a 14 milhoes de Kelvin (MK).

[editar] pp II

Nesta etapa começamos a ver a criação de nucleos mais pesados, como o Lítio, Berilo e seus isotopos. Este processo dominante em temperaturas que vão de 14 até 23 MK.

³He + ⁴He → ⁷Be + γ

⁷Be + e^- → ⁷Li + ν_e

⁷Li + ¹H → ⁴He + ⁴He

[editar] pp III

Neste processo ocorre o surgimento de um novo isotopo, um isótopo do Boro:

³He + ⁴He → ⁷Be + γ

⁷Be + ¹H → ⁸B + γ

⁸B → ⁷Be + e⁺ + ν_e

⁸Be ↔ ⁴H + ⁴He

Os isotopos ⁷Be (4 Protons e 3 neutrons) e ⁸B (5 Protons e 3 neutrons) são bastante instavéis, por isto algumas das reações acima são de decaimento espontâneo. E da mesma forma que o decaimento do par de protons original, o decaimento do ⁸B também envolve a força fraca e é bastante demorado. O decaimento do ⁸Be no entanto é extremamente rápido em torno de 10^-16 segundos.

Repare que a primeira etapa da reação é comum ao processo pp I, mas a sua sequencia é diferente.