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Reações termonucleares que ocorrem no sol

(Ter.Ink. N03-02, 18/01/2002) Vadim Pribytkov, físico teórico, correspondente permanente de Terra Incognita. Os cientistas sabem bem que as reações termonucleares que ocorrem no Sol, em geral, consistem na conversão do hidrogênio em hélio e em elementos mais pesados. Mas aqui está como essas transformações são realizadas, não há clareza absoluta, mais precisamente, a ambiguidade completa prevalece: o elo inicial mais importante está faltando. Portanto, uma reação fantástica foi inventada para combinar dois prótons em deutério com a liberação de um pósitron e um neutrino. No entanto, tal reação é realmente impossível porque poderosas forças repulsivas atuam entre os prótons. ----O que realmente acontece no Sol? A primeira reação é o nascimento do deutério, cuja formação ocorre em alta pressão em um plasma de baixa temperatura com uma conexão próxima de dois átomos de hidrogênio. Nesse caso, dois núcleos de hidrogênio por um curto período estão quase próximos, enquanto são capazes de capturar um dos ...

(Ter. Inc. N03-02, 18/01/2002)

Vadim Pribytkov, físico teórico, correspondente permanente da Terra Incognita.

Os cientistas sabem bem que as reações termonucleares que ocorrem no Sol, em geral, consistem na conversão do hidrogênio em hélio e em elementos mais pesados. Mas aqui está como essas transformações são realizadas, não há clareza absoluta, mais precisamente, a ambiguidade completa prevalece: o elo inicial mais importante está faltando. Portanto, uma reação fantástica foi inventada para combinar dois prótons em deutério com a liberação de um pósitron e um neutrino. No entanto, tal reação é realmente impossível porque poderosas forças repulsivas atuam entre os prótons.

O que realmente está acontecendo no Sol?

A primeira reação é o nascimento do deutério, cuja formação ocorre em alta pressão em um plasma de baixa temperatura com uma conexão próxima de dois átomos de hidrogênio. Nesse caso, dois núcleos de hidrogênio por um curto período ficam quase próximos, enquanto conseguem capturar um dos elétrons orbitais, que forma um nêutron com um dos prótons.

Uma reação semelhante também pode ocorrer sob outras condições, quando um próton é introduzido em um átomo de hidrogênio. Nesse caso, também ocorre a captura de um elétron orbital (captura K).

Finalmente, pode haver tal reação, quando dois prótons se juntam por um curto período, suas forças combinadas são suficientes para capturar um elétron de passagem e formar deutério. Tudo depende da temperatura do plasma ou gás em que essas reações ocorrem. Neste caso, 1,4 MeV de energia é liberado.

O deutério é a base para o ciclo subsequente de reações, quando dois núcleos de deutério formam trítio com a liberação de um próton, ou hélio-3 com a liberação de um nêutron. Ambas as reações são igualmente prováveis ​​e bem conhecidas.

Isto é seguido pelas reações da combinação de trítio com deutério, trítio com trítio, hélio-3 com deutério, hélio-3 com trítio, hélio-3 com hélio-3 com a formação de hélio-4. Isso libera mais prótons e nêutrons. Os nêutrons são capturados por núcleos de hélio-3 e todos os elementos que possuem ligações de deutério.

Essas reações também são confirmadas pelo fato de que uma enorme quantidade de prótons de alta energia é ejetada do Sol como parte do vento solar. O mais notável em todas essas reações é que nem pósitrons nem neutrinos são produzidos durante elas. Todas as reações liberam energia.

Na natureza, tudo acontece muito mais fácil.

Além disso, a partir dos núcleos de deutério, trítio, hélio-3, hélio-4, elementos mais complexos começam a se formar. Nesse caso, todo o segredo está no fato de que os núcleos de hélio-4 não podem se conectar diretamente entre si, porque se repelem. Sua conexão ocorre através de feixes de deutério e trítio. A ciência oficial também não leva em conta esse momento e despeja núcleos de hélio-4 em uma pilha, o que é impossível.

Tão fantástico quanto o ciclo oficial do hidrogênio é o chamado ciclo do carbono, inventado por G. Bethe em 1939, durante o qual o hélio-4 é formado a partir de quatro prótons e, supostamente, também são liberados pósitrons e neutrinos.

Na natureza, tudo acontece muito mais fácil. A natureza não inventa, como fazem os teóricos, novas partículas, mas usa apenas aquelas que possui. Como podemos ver, a formação de elementos começa com a adição de um elétron por dois prótons (a chamada captura K), como resultado da obtenção de deutério. A captura K é o único método para criar nêutrons e é amplamente praticado por todos os outros núcleos mais complexos. A mecânica quântica nega a presença de elétrons no núcleo, mas é impossível construir núcleos sem elétrons.

>De que é feito o Sol?

Descobrir, do que é feito o sol: uma descrição da estrutura e composição da estrela, uma lista de elementos químicos, o número e as características das camadas com uma foto, um diagrama.

Da Terra, o Sol parece uma bola de fogo lisa, e antes da descoberta das manchas solares pela nave cômica Galileu, muitos astrônomos pensavam que ele tinha uma forma perfeita, sem imperfeições. Agora sabemos que O sol é composto de várias camadas, como a Terra, cada uma das quais desempenha sua própria função. Esta estrutura do Sol, como um forno maciço, é o fornecedor de toda a energia na Terra que é necessária para a vida terrena.

De que elementos é constituído o sol?

Se você pudesse desmontar uma estrela e comparar os elementos constituintes, entenderia que a composição é de 74% de hidrogênio e 24% de hélio. Além disso, o Sol consiste em 1% de oxigênio, e os 1% restantes são elementos químicos da tabela periódica como cromo, cálcio, néon, carbono, magnésio, enxofre, silício, níquel, ferro. Os astrônomos acreditam que um elemento mais pesado que o hélio é um metal.

Como surgiram todos esses elementos do Sol? O Big Bang produziu hidrogênio e hélio. No início da formação do Universo, o primeiro elemento, o hidrogênio, surgiu a partir de partículas elementares. Devido à alta temperatura e pressão, as condições no Universo eram como no núcleo de uma estrela. Mais tarde, o hidrogênio foi fundido em hélio, desde que houvesse uma alta temperatura no universo para que a reação de fusão ocorresse. As proporções existentes de hidrogênio e hélio, que estão no Universo agora, foram formadas após o Big Bang e não mudaram.

Os elementos restantes do Sol são criados em outras estrelas. A fusão de hidrogênio em hélio está constantemente acontecendo nos núcleos das estrelas. Depois de produzir todo o oxigênio no núcleo, eles mudam para a fusão nuclear de elementos mais pesados, como lítio, oxigênio, hélio. Muitos dos metais pesados ​​que estão no Sol também se formaram em outras estrelas no final de suas vidas.

A formação dos elementos mais pesados, ouro e urânio, ocorreu quando estrelas muitas vezes o tamanho do nosso Sol detonaram. Em uma fração de segundo da formação de um buraco negro, os elementos colidiram em alta velocidade e os elementos mais pesados ​​foram formados. A explosão espalhou esses elementos por todo o universo, onde ajudaram a formar novas estrelas.

Nosso Sol coletou elementos criados pelo Big Bang, elementos de estrelas moribundas e partículas de novas detonações de estrelas.

Quais são as camadas do Sol?

À primeira vista, o Sol é apenas uma bola de hélio e hidrogênio, mas um olhar mais atento revela que é composto de diferentes camadas. Ao se mover em direção ao núcleo, a temperatura e a pressão aumentam, resultando na criação de camadas, pois o hidrogênio e o hélio têm características diferentes em condições diferentes.

núcleo solar

Vamos começar nosso movimento pelas camadas do núcleo para a camada externa da composição do Sol. Na camada interna do Sol - o núcleo, a temperatura e a pressão são muito altas, contribuindo para o fluxo da fusão nuclear. O sol cria átomos de hélio a partir de hidrogênio, como resultado dessa reação, luz e calor são formados, que atingem até. É geralmente aceito que a temperatura no Sol é de cerca de 13.600.000 graus Kelvin, e a densidade do núcleo é 150 vezes maior que a densidade da água.

Cientistas e astrônomos acreditam que o núcleo do Sol atinge cerca de 20% do comprimento do raio solar. E dentro do núcleo, a alta temperatura e pressão ajudam a quebrar os átomos de hidrogênio em prótons, nêutrons e elétrons. O sol os converte em átomos de hélio, apesar de seu estado de flutuação livre.

Tal reação é chamada de exotérmica. Durante o curso desta reação, uma grande quantidade de calor é liberada, igual a 389 x 10 31 J. por segundo.

Zona de radiação do Sol

Esta zona se origina no limite do núcleo (20% do raio solar) e atinge um comprimento de até 70% do raio solar. Dentro desta zona está a matéria solar, que é bastante densa e de composição quente, de modo que a radiação térmica passa por ela sem perder calor.

Dentro do núcleo solar, ocorre uma reação de fusão nuclear - a criação de átomos de hélio como resultado da fusão de prótons. Como resultado dessa reação, ocorre uma grande quantidade de radiação gama. Nesse processo, são emitidos fótons de energia, depois absorvidos na zona de radiação e reemitidos por várias partículas.

A trajetória de um fóton é chamada de "caminhada aleatória". Em vez de se mover em um caminho reto até a superfície do Sol, o fóton se move em ziguezague. Como resultado, cada fóton precisa de aproximadamente 200.000 anos para superar a zona de radiação do Sol. Ao passar de uma partícula para outra partícula, o fóton perde energia. Para a Terra, isso é bom, porque só poderíamos receber radiação gama vinda do Sol. Um fóton que entra no espaço precisa de 8 minutos para viajar até a Terra.

Um grande número de estrelas tem zonas de radiação e seu tamanho depende diretamente da escala da estrela. Quanto menor a estrela, menores serão as zonas, a maioria das quais será ocupada pela zona convectiva. As estrelas menores podem não ter zonas de radiação e a zona convectiva atingirá a distância do núcleo. Para as maiores estrelas, a situação se inverte, a zona de radiação se estende até a superfície.

zona convectiva

A zona convectiva está fora da zona radiativa, onde o calor interno do Sol flui através de colunas de gás quente.

Quase todas as estrelas têm essa zona. No nosso Sol, estende-se de 70% do raio do Sol até a superfície (fotosfera). O gás nas profundezas da estrela, bem no núcleo, aquece e sobe à superfície, como bolhas de cera em uma lâmpada. Ao atingir a superfície da estrela, há uma perda de calor; quando resfriado, o gás volta ao centro, para a renovação da energia térmica. Como exemplo, você pode levar uma panela de água fervente ao fogo.

A superfície do Sol é como solo solto. Essas irregularidades são as colunas de gás quente que transportam calor para a superfície do Sol. Sua largura atinge 1000 km e o tempo de dissipação atinge 8-20 minutos.

Os astrônomos acreditam que estrelas de baixa massa, como as anãs vermelhas, têm apenas uma zona convectiva que se estende até o núcleo. Eles não têm uma zona de radiação, o que não pode ser dito sobre o Sol.

Fotosfera

A única camada do Sol visível da Terra é . Abaixo dessa camada, o Sol se torna opaco e os astrônomos usam outros métodos para estudar o interior de nossa estrela. Temperaturas de superfície tão altas quanto 6000 Kelvin brilham em amarelo-esbranquiçado visíveis da Terra.

A atmosfera do Sol está localizada atrás da fotosfera. Essa parte do Sol que é visível durante um eclipse solar é chamada.

A estrutura do Sol no diagrama

A NASA desenvolveu especialmente para fins educacionais uma representação esquemática da estrutura e composição do Sol, indicando a temperatura para cada camada:

• (Visível, radiação IR e UV) é a radiação visível, radiação infravermelha e radiação ultravioleta. A radiação visível é a luz que vemos vindo do sol. A radiação infravermelha é o calor que sentimos. A radiação ultravioleta é a radiação que nos dá um bronzeado. O sol produz essas radiações simultaneamente.
• (Fotosfera 6000 K) - A fotosfera é a camada superior do Sol, sua superfície. Uma temperatura de 6000 Kelvin é igual a 5700 graus Celsius.
• Emissões de rádio - Além da radiação visível, radiação infravermelha e radiação ultravioleta, o Sol emite emissões de rádio, que os astrônomos detectaram com um radiotelescópio. Dependendo do número de manchas solares, essa emissão aumenta e diminui.
• Buraco Coronal - Estes são lugares no Sol onde a coroa tem uma baixa densidade de plasma, resultando em uma coroa mais escura e fria.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) - A zona de radiação do Sol tem essa temperatura.
• Zona convectiva/Convecção turbulenta (trans. Zona convectiva/Convecção turbulenta) - São locais do Sol onde a energia térmica do núcleo é transferida por convecção. As colunas de plasma atingem a superfície, liberam seu calor e descem novamente para aquecer novamente.
• Loops coronais (trans. Loops coronais) - loops consistindo de plasma na atmosfera do Sol, movendo-se ao longo de linhas magnéticas. Eles se parecem com enormes arcos que se estendem da superfície por dezenas de milhares de quilômetros.
• Core (per. Core) é o coração solar, no qual ocorre a fusão nuclear, usando alta temperatura e pressão. Toda a energia solar vem do núcleo.
• 14.500.000 K (por. 14.500.000 Kelvin) - A temperatura do núcleo solar.
• Zona Radiativa (trans. Zona de Radiação) - A camada do Sol onde a energia é transferida usando radiação. O fóton supera a zona de radiação além de 200.000 e vai para o espaço sideral.
• Neutrinos (trans. Neutrino) são partículas de massa insignificante que emanam do Sol como resultado de uma reação de fusão nuclear. Centenas de milhares de neutrinos passam pelo corpo humano a cada segundo, mas não nos trazem nenhum mal, não os sentimos.
• Chromospheric Flare (trans. Chromospheric Flare) - O campo magnético da nossa estrela pode torcer e, em seguida, quebrar abruptamente em várias formas. Como resultado de quebras nos campos magnéticos, aparecem poderosas explosões de raios-X, emanadas da superfície do Sol.
• Loop de Campo Magnético - O campo magnético do Sol está acima da fotosfera e é visível à medida que o plasma quente se move ao longo das linhas magnéticas na atmosfera do Sol.
• Mancha - Uma mancha solar (trans. Manchas solares) - São locais na superfície do Sol onde os campos magnéticos passam pela superfície do Sol e a temperatura é mais baixa, muitas vezes em loop.
• Partículas energéticas (trans. Partículas energéticas) - Eles vêm da superfície do Sol, como resultado, o vento solar é criado. Nas tempestades solares, sua velocidade atinge a velocidade da luz.
• Raios-X (trans. Raios-X) - raios invisíveis ao olho humano, formados durante as explosões do Sol.
• Manchas brilhantes e regiões magnéticas de curta duração (trans. Manchas brilhantes e regiões magnéticas de curta duração) - Devido às diferenças de temperatura, manchas brilhantes e fracas aparecem na superfície do Sol.

Não há dúvida de que no período inicial após o Big Bang, o universo minúsculo e muito quente se expandiu e esfriou até que prótons e nêutrons pudessem se combinar para formar núcleos atômicos. Que núcleos foram obtidos e em que proporção? Este é um problema muito interessante para os cosmólogos (cientistas preocupados com as origens do universo), um problema que eventualmente nos levará de volta à consideração de novas e supernovas. Então, vamos olhar para isso com algum detalhe.

Os núcleos atômicos têm várias variedades. Para entender essas variedades, elas são classificadas de acordo com o número de prótons presentes nesses núcleos. Esse número varia de 1 a 100 ou mais.

Cada próton tem uma carga elétrica de +1. As outras partículas presentes nos núcleos são os nêutrons, que não possuem carga elétrica. Portanto, a carga elétrica total de um núcleo atômico é igual ao número de prótons contidos nele. Um núcleo contendo um próton tem carga +1, um núcleo com dois prótons tem carga +2, um núcleo com quinze prótons tem carga +15 e assim por diante. O número de prótons em um dado núcleo (ou um número que expressa a carga elétrica do núcleo) é chamado de número atômico.

O universo está esfriando cada vez mais, e cada núcleo já é capaz de pegar um certo número de elétrons. Cada elétron tem uma carga elétrica de -1 e, como cargas opostas se atraem, o elétron carregado negativamente tende a ficar próximo ao núcleo carregado positivamente. Em condições normais, o número de elétrons que podem ser mantidos por um único núcleo é igual ao número de prótons neste núcleo. Quando o número de prótons no núcleo é igual ao número de elétrons ao seu redor, a carga elétrica total do núcleo e dos elétrons é zero, e sua combinação resulta em um átomo neutro. O número de prótons ou elétrons corresponde ao número atômico.

Uma substância que é composta de átomos com o mesmo número atômico é chamada de elemento. Por exemplo, o hidrogênio é um elemento que consiste em átomos cujos núcleos contêm um próton e um elétron próximo a ele. Tal átomo é chamado de "átomo de hidrogênio", e o núcleo de tal átomo é chamado de "núcleo de hidrogênio". Assim, o número atômico do hidrogênio é 1. O hélio consiste em átomos de hélio contendo núcleos com dois prótons, portanto, o número atômico do hélio é 2. Da mesma forma, o lítio tem um número atômico de 3, berílio - 4, boro - 5, carbono - 6, nitrogênio - 7, oxigênio - 8, etc.

Com a ajuda da análise química da atmosfera, oceano e solo da Terra, foi estabelecido que existem 81 elementos estáveis, ou seja, 81 elementos que não sofrerão alterações nas condições naturais indefinidamente.

O átomo menos complexo da Terra (na verdade) é o átomo de hidrogênio. O crescimento do número atômico nos levará ao átomo estável mais complexo da Terra. Este é um átomo de bismuto com um número atômico de 83, ou seja, cada núcleo de bismuto contém 83 prótons.

Como há 81 elementos estáveis ​​no total, dois números devem ser omitidos da lista de números atômicos, e é assim: átomos com 43 prótons e 61 prótons são instáveis, elementos com números atômicos 43 e 61 que passaram por análise química não são encontrados em materiais naturais.

Isso, no entanto, não significa que elementos com números atômicos 43 e 61, ou com números maiores que 83, não possam existir temporariamente. Esses átomos são instáveis, então, mais cedo ou mais tarde, em uma ou mais etapas, eles decairão em átomos que permanecerão estáveis. Isso não acontece necessariamente instantaneamente, mas pode levar muito tempo. Tório (número atômico 90) e urânio (número atômico 92) requerem bilhões de anos de decaimento atômico para se tornarem átomos de chumbo estáveis ​​(número atômico 82).

De fato, durante todos os longos bilhões de anos da existência da Terra, apenas uma parte do tório e do urânio, que originalmente estavam presentes em sua estrutura, conseguiu decair. Cerca de 80% do tório original e 50% do urânio escaparam da decomposição e hoje ainda podem ser encontrados nas rochas da superfície da Terra.

Embora todos os 81 elementos estáveis ​​(mais tório e urânio) estejam presentes na crosta terrestre (suas camadas superiores), mas em quantidades diferentes. Os mais comuns são oxigênio (número atômico 8), silício (14), alumínio (13) e ferro (26). O oxigênio compõe 46,6% da crosta terrestre, silício - 27,7%, alumínio - 8,13%, ferro -5%. Este quatro forma quase sete oitavos da crosta terrestre, um oitavo - todos os outros elementos.

Claro, esses elementos raramente existem em sua forma pura. Misturando, eles tendem a se conectar uns com os outros. Essas combinações (ou combinações de elementos) de átomos são chamadas de compostos. Átomos de silício e oxigênio se ligam de uma forma muito caprichosa, aqui e ali átomos de ferro, alumínio e outros elementos se unem a este composto (silício/oxigênio). Tais compostos - silicatos - são rochas comuns, das quais consiste principalmente a crosta terrestre.

Como os próprios átomos de oxigênio são mais leves que outros elementos mais comuns da crosta terrestre, a massa total de oxigênio contém mais átomos do que uma massa semelhante de outros elementos. Para cada 1000 átomos da crosta terrestre, existem 625 átomos de oxigênio, 212 de silício, 65 de alumínio e 19 de ferro, ou seja, 92% dos átomos da crosta terrestre caem, de uma forma ou de outra, nesses quatro elementos.

A crosta da Terra não é uma amostra de teste do Universo e até mesmo da Terra como um todo. Diz-se que o "núcleo" da Terra (a região central que compreende um terço da massa do planeta) é composto quase inteiramente de ferro. Se levarmos isso em consideração, o ferro representa 38% da massa de toda a Terra, oxigênio - 28%, silício - 15%. O quarto elemento mais abundante pode ser o magnésio em vez do alumínio, que compõe até 7% da massa da Terra. Esses quatro elementos juntos compõem sete oitavos da massa de toda a Terra. Então, para cada 1000 átomos em geral na Terra existem 480 átomos de oxigênio, 215 de ferro, 150 de silício e 80 de magnésio, ou seja, juntos, esses quatro compõem 92,5% de todos os átomos da Terra. Mas a Terra não é um planeta típico do sistema solar. Talvez Vênus, Mercúrio, Marte e a Lua, muito semelhantes à Terra em sua estrutura, sejam compostos de materiais pedregosos e, como Vênus e Mercúrio, tenham um núcleo rico em ferro. Até certo ponto, o mesmo é verdade para satélites e alguns asteróides, mas todos esses mundos rochosos (com ou sem núcleos de ferro) não representam meio por cento da massa total de todos os objetos que orbitam o Sol. Os restantes 99,5% da massa do sistema solar (sem a massa do Sol) pertencem aos quatro planetas gigantes: Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Apenas Júpiter (o maior de todos) representa mais de 70% da massa total.

Presumivelmente, Júpiter tem um núcleo de metal rochoso relativamente pequeno. A estrutura do planeta gigante, a julgar pelos dados de espectroscopia e amostras dos planetas, consiste em hidrogênio e hélio. Isso parece ser verdade para outros planetas gigantes também.

Mas voltemos ao Sol, cuja massa é 500 vezes a massa de todos os corpos planetários combinados - de Júpiter a uma minúscula partícula de poeira; descobriremos (principalmente devido à espectroscopia) que seu volume é preenchido com o mesmo hidrogênio e hélio. De fato, cerca de 75% de sua massa cai no hidrogênio, 22% no hélio e 3% são todos os outros elementos combinados. A composição quantitativa dos átomos do Sol será tal que para cada 1000 átomos do Sol existem 920 átomos de hidrogênio e 80 átomos de hélio. Menos de um átomo em mil representa todos os outros elementos.

Sem dúvida, o Sol tem a maior parte da massa de todo o sistema solar, e não estaremos muito enganados ao decidir que sua composição elementar é representativa de todo o sistema como um todo. A esmagadora maioria das estrelas se assemelha ao Sol em sua composição elementar. Além disso, sabe-se que os gases rarefeitos que preenchem o espaço interestelar e intergaláctico também são principalmente hidrogênio e hélio.

Portanto, podemos concluir que de 1000 átomos de todo o Universo, 920 são hidrogênio, 80 são hélio e menos de um é todo o resto.

HIDROGÊNIO E HÉLIO

Por que é que? O universo de hidrogênio-hélio está ligado ao Big Bang? Obviamente sim. Pelo menos no que diz respeito ao sistema de raciocínio de Gamow, um sistema melhorado, mas fundamentalmente inalterado.

Aqui está como funciona. Logo após o Big Bang, em uma fração de segundo, o universo em expansão esfriou até o ponto em que os constituintes dos átomos conhecidos por nós foram formados: prótons, nêutrons e elétrons. Nas condições da enorme temperatura que ainda prevalecia naquela época, nada mais complicado poderia existir. As partículas não podiam se conectar: ​​a essa temperatura, mesmo colidindo, elas imediatamente ricocheteavam em direções diferentes.

Isso permanece verdadeiro em colisões próton-próton ou nêutron-nêutron, mesmo em temperaturas muito mais baixas, como a temperatura do universo atual. No entanto, como a temperatura dos estágios iniciais da evolução do universo continuou a cair, chegou um momento em que, nas colisões próton-nêutron, tornou-se possível que duas partículas permanecessem juntas. Eles são mantidos juntos pela chamada força forte, a mais forte das quatro forças conhecidas.

O próton-1 é o núcleo do hidrogênio, conforme discutido anteriormente neste capítulo. Mas a combinação próton-nêutron também é um núcleo de hidrogênio, porque tem um próton, que é tudo o que é necessário para se qualificar como um núcleo de hidrogênio. Esses dois tipos de núcleos de hidrogênio (próton e próton-nêutron) são chamados de isótopos de hidrogênio e são definidos dependendo do número total de partículas que eles incluem. Um próton com apenas uma partícula é o núcleo de hidrogênio-1. A combinação próton-nêutron, que inclui apenas duas partículas, é o núcleo hidrogênio-2.

Nas altas temperaturas do universo primitivo, quando vários núcleos se formaram, o núcleo de hidrogênio-2 não era muito estável. Ele procurou decair em prótons e nêutrons separados ou combinar com partículas adicionais, com a formação subsequente de núcleos mais complexos (mas talvez mais estáveis). Um núcleo de hidrogênio-2 pode colidir e se unir a um próton, formando um núcleo composto por dois prótons e um nêutron. Nesta combinação, há dois prótons, e obtemos um núcleo de hélio, e como há três partículas no núcleo, este é o hélio-3.

Se o hidrogênio-2 colide e se fecha com um nêutron, um núcleo é formado, consistindo de um próton e dois nêutrons (novamente, três partículas juntas). O resultado é hidrogênio-3.

O hidrogênio-3 é instável em qualquer temperatura, mesmo na baixa temperatura do universo moderno, por isso sofre mudanças perpétuas, mesmo que esteja livre da influência de outras partículas ou colisões com elas. Um dos dois nêutrons no núcleo do hidrogênio-3 mais cedo ou mais tarde se transforma em um próton, e o hidrogênio-3 se torna hélio-3. Nas condições atuais, essa mudança não é muito rápida: metade dos núcleos de hidrogênio-3 se transforma em hélio-3 em pouco mais de doze anos. Nas enormes temperaturas do universo primitivo, essa mudança foi sem dúvida mais rápida.

Então, agora temos três tipos de núcleos que são estáveis ​​nas condições modernas: hidrogênio-1, hidrogênio-2 e hélio-3.

As partículas de hélio-3 se ligam umas às outras ainda mais fracamente do que as partículas de hidrogênio-2 e, especialmente nas temperaturas elevadas do universo primitivo, o hélio-3 tem uma forte tendência a decair ou mudar por adição adicional de partículas.

Se o hélio-3 encontrasse um próton e tivesse que se juntar a ele, teríamos um núcleo composto de três prótons e um nêutron. Seria o lítio-4, que é instável a qualquer temperatura, pois mesmo na temperatura fria da superfície da Terra, um de seus prótons rapidamente se transforma em nêutron. O resultado é uma combinação de dois prótons - dois nêutrons, ou hélio-4.

O hélio-4 é um núcleo muito estável, o mais estável em temperaturas normais, exceto por um único próton que forma o hidrogênio-1. Uma vez formado, quase não tem tendência a decair, mesmo em temperaturas muito altas.

Se o hélio-3 colide e se combina com um nêutron, o hélio-4 é imediatamente formado. Se dois núcleos de hidrogênio-2 colidem e se fundem, novamente o hélio-4 é formado. Se o hélio-3 colide com o hidrogênio-2 ou outro hélio-3, o hélio-4 é formado e as partículas em excesso são peneiradas como prótons e nêutrons individuais. Assim, o hélio-4 é formado às custas do hidrogênio-2 e do hélio-3.

De fato, quando o Universo esfriou a uma temperatura na qual prótons e nêutrons, quando combinados, poderiam construir núcleos mais complexos, então o primeiro desses núcleos, formado em grandes quantidades, era precisamente o hélio-4.

À medida que o universo continuou a se expandir e esfriar, o hidrogênio-2 e o hélio-3 tornaram-se cada vez menos dispostos a mudar, e alguns deles foram, por assim dizer, congelados para uma existência imutável. Atualmente, apenas um átomo de hidrogênio em cada 7.000 é hidrogênio-2; o hélio-3 é ainda mais raro - apenas um átomo de hélio por milhão. Assim, sem levar em conta o hidrogênio-2 e o hélio-3, podemos dizer que logo depois que o universo esfriou o suficiente, ele era formado por núcleos de hidrogênio-1 e hélio-4. Assim, a massa do Universo era composta por 75% de hidrogênio-1 e 25% de hélio-4.

Com o tempo, em locais onde a temperatura era baixa o suficiente, os núcleos atraíam elétrons carregados negativamente, que eram retidos pelos núcleos carregados positivamente pela força da interação eletromagnética - a segunda mais forte das quatro interações. Um único próton do núcleo de hidrogênio-1 associado a um elétron e dois prótons do núcleo de hélio-4 associados a dois elétrons. Foi assim que os átomos de hidrogênio e hélio foram formados. Em termos quantitativos, para cada 1.000 átomos no universo, existem 920 átomos de hidrogênio-1 e 80 átomos de hélio-4.

Esta é a explicação para o universo hidrogênio-hélio. Mas espere um minuto! E os átomos mais pesados ​​que o hélio e com pesos atômicos mais altos? (Vamos coletar todos os átomos contendo mais de quatro partículas nos núcleos sob o sinal de "átomos pesados"). Existem muito poucos átomos pesados ​​no universo, mas eles existem. Como eles apareceram? A lógica dita que, embora o hélio-4 seja muito estável, ele ainda tem uma leve tendência a se combinar com um próton, nêutron, hidrogênio-2, hélio-3 ou outro hélio-4, formando pequenas quantidades de vários átomos pesados; esta é a fonte de cerca de 3% da massa do universo de hoje, composta por esses átomos.

Infelizmente, esta resposta não resistirá ao escrutínio. Se o hélio-4 colidisse com o hidrogênio-1 (um próton) e eles se fundissem, haveria um núcleo com três prótons e dois nêutrons. Seria lítio-5. Se o hélio-4 colidisse e se fundisse com um nêutron, o resultado seria um núcleo com dois prótons e três nêutrons, ou hélio-5.

Nem o lítio-5 nem o hélio-5, mesmo formados nas condições de nosso universo resfriado, sobreviverão por mais do que alguns trilionésimos de trilionésimo de segundo. É durante esse período de tempo que eles decairão em hélio-4 ou em um próton ou nêutron.

A possibilidade de hélio-4 colidir e se fundir com hidrogênio-2 ou hélio-3 é muito ilusória, dada a raridade dos dois últimos núcleos na mistura primordial. Quaisquer átomos pesados ​​que poderiam ter se formado dessa maneira são muito poucos para explicar tantos dos átomos que existem hoje. É mais possível combinar um núcleo de hélio-4 com outro núcleo de hélio-4. Esse núcleo duplo, consistindo de quatro prótons e quatro nêutrons, deve se tornar berílio-8. No entanto, o berílio é outro núcleo extremamente instável: mesmo nas condições do nosso universo atual, ele existe por menos de alguns centésimos de trilionésimo de segundo. Uma vez formado, ele imediatamente se divide em dois núcleos de hélio-4.

Claro, algo sensato teria acontecido se três núcleos de hélio-4 se encontrassem como resultado de uma colisão de “três vias” e ficassem presos um ao outro. Mas a esperança de que isso aconteça em um ambiente onde o hélio-4 é cercado pelo hidrogênio-1 que o domina é muito pequena para ser levada em consideração.

Portanto, no momento em que o universo se expandiu e esfriou até o ponto em que a formação de núcleos complexos terminou, apenas hidrogênio-1 e hélio-4 estão em abundância. Se os nêutrons livres permanecerem, eles decairão em prótons (hidrogênio-1) e elétrons. Nenhum átomo pesado é formado.

Em tal universo, nuvens de gás hidrogênio-hélio se dividem em massas do tamanho de galáxias, e as últimas se condensam em estrelas e planetas gigantes. Como resultado, tanto as estrelas quanto os planetas gigantes são quase inteiramente compostos de hidrogênio e hélio. E há algum sentido em se preocupar com alguns átomos pesados ​​se eles representam apenas 3% da massa e menos de 1% do número de átomos existentes?

Faz sentido! Esses 3% precisam ser explicados. Não devemos negligenciar a quantidade desprezível de átomos pesados ​​nas estrelas e planetas gigantes, porque um planeta como a Terra é composto quase exclusivamente de átomos pesados. Além disso, no corpo humano e nos seres vivos em geral, o hidrogênio representa apenas 10% da massa, e o hélio está completamente ausente. Todos os 90% restantes da massa são átomos pesados.

Em outras palavras, se o universo tivesse permanecido inalterado logo após o Big Bang e o processo de formação dos núcleos tivesse sido concluído, planetas como a Terra e a própria vida nela, de certa forma, seriam completamente impossíveis.

Antes que você e eu pudéssemos aparecer neste mundo, átomos pesados ​​primeiro tiveram que ser formados. Mas como?

FUGA DAS ESTRELAS

Na verdade, isso não é mais um mistério para nós, pois já falamos sobre como os núcleos são formados nas profundezas das estrelas. Em nosso Sol, por exemplo, em suas regiões centrais, o hidrogênio é continuamente convertido em hélio (fusão de hidrogênio, que serve como fonte de energia do Sol. A fusão de hidrogênio também é realizada em todas as outras estrelas da sequência principal).

Se esta fosse a única transformação possível, e esta transformação estivesse destinada a durar indefinidamente em sua taxa atual, então todo o hidrogênio seria sintetizado e o Universo consistiria em hélio puro por cerca de 500 bilhões de anos (30 - 40 vezes a idade do nosso Universo ). Ainda assim, a aparência de átomos massivos não é clara.

Átomos maciços, como sabemos agora, originam-se no núcleo estelar. Mas eles nascem apenas quando é hora de tal estrela deixar a sequência principal. Por este momento climatérico, o núcleo é tão denso e quente que os núcleos de hélio-4 colidem uns com os outros com a maior velocidade e frequência. De tempos em tempos, três núcleos de hélio-4 colidem e se fundem em um núcleo estável, composto por seis prótons e seis nêutrons. É carbono-12.

Como pode ocorrer uma colisão tripla no núcleo de uma estrela agora, e não no período imediatamente após o Big Bang?

Bem, nos núcleos de estrelas que se preparam para deixar a sequência principal, a temperatura atinge aproximadamente 100.000.000 °C sob enorme pressão. Tais temperaturas e pressões também são inerentes a um universo muito jovem. Mas o núcleo de uma estrela tem uma grande vantagem: é muito mais fácil ocorrer uma colisão tripla de hélio-4 se não houver outros núcleos no núcleo da estrela além dos núcleos de hidrogênio-1 que transportam núcleos de hélio-4.

Isso significa que núcleos pesados ​​foram formados no interior das estrelas ao longo da história do Universo, apesar de tais núcleos não terem se formado imediatamente após o Big Bang. Além disso, tanto hoje quanto no futuro, núcleos pesados ​​se formarão nos núcleos das estrelas. E não apenas os núcleos de carbono, mas todos os outros núcleos massivos, incluindo o ferro, que, como foi dito, é o fim dos processos normais de fusão nas estrelas.

E ainda restam duas perguntas: 1) como os núcleos pesados, tendo surgido nos centros das estrelas, se espalham no Universo de tal forma que estão na Terra e em nós mesmos? 2) como os elementos com núcleos mais massivos que os núcleos de ferro conseguem se formar? Afinal, o núcleo estável de ferro mais maciço é o ferro-58, composto por 26 prótons e 32 nêutrons. E ainda existem núcleos ainda mais pesados ​​na Terra, até urânio-238, que tem 92 prótons e 146 nêutrons.

Vejamos primeiro a primeira pergunta. Existem processos que contribuem para a disseminação de material estelar no Universo?

Existir. E alguns deles podemos sentir claramente estudando nosso próprio Sol.

A olho nu (com as devidas precauções), o Sol pode parecer um orbe calmo e brilhante, mas sabemos que está em estado de tempestade perpétua. As altas temperaturas em seu interior causam movimentos convectivos nas camadas superiores (como em uma panela de água prestes a ferver). A matéria solar está subindo continuamente aqui e ali, rompendo a superfície, portanto a superfície do Sol é coberta com "grânulos", que são colunas convectivas para ele. (Tal grânulo parece muito pequeno em fotografias da superfície solar, mas na realidade tem a área de um estado americano ou europeu decente.)

O material convectivo se expande e esfria à medida que sobe e, uma vez na superfície, tende a descer novamente para dar espaço a um novo fluxo mais quente.

Este ciclo eterno não para por um momento, ajuda a transferência de calor do núcleo para a superfície do Sol. Da superfície, a energia é liberada para o espaço na forma de radiação, a maior parte é a luz que vemos e da qual depende a própria vida na Terra.

O processo de convecção às vezes pode levar a eventos extraordinários na superfície da estrela, quando não apenas a radiação escapa para o espaço, mas também pilhas inteiras de matéria solar real são ejetadas.

Em 1842, um eclipse total do Sol foi observado no sul da França e no norte da Itália. Naquela época, os eclipses raramente eram estudados em detalhes, pois geralmente ocorriam em áreas distantes de grandes observatórios astronômicos, e viajar longas distâncias com uma carga completa de equipamentos especiais não era nada fácil. Mas o eclipse de 1842 passou perto dos centros astronômicos da Europa Ocidental, e os astrônomos com seus instrumentos se reuniram ali.

Pela primeira vez, notou-se que ao redor da borda solar existem alguns objetos vermelhos e de cor púrpura que se tornaram claramente visíveis quando o disco do Sol foi coberto pela Lua. Pareciam jatos de material solar lançados no espaço, e essas línguas de fogo eram chamadas de "proeminências".

Por um tempo, os astrônomos ainda hesitaram se essas proeminências pertenciam à Lua ou ao Sol, mas em 1851 ocorreu outro eclipse, desta vez observado na Suécia, e uma observação cuidadosa mostrou que as proeminências são um fenômeno, solar, e A lua nada a ver com eles.

Desde então, as proeminências têm sido estudadas regularmente e agora podem ser observadas com instrumentos apropriados a qualquer momento. Você não precisa esperar um eclipse total para fazer isso. Algumas proeminências se elevam em um arco poderoso e atingem alturas de dezenas de milhares de quilômetros acima da superfície do Sol. Outros explodem para cima a uma velocidade de 1300 km/s. Embora as proeminências sejam o fenômeno mais espetacular observado na superfície do Sol, elas ainda não carregam a maior parte da energia.

Em 1859, o astrônomo inglês Richard Carrington (1826-1875) notou um ponto de luz em forma de estrela piscando na superfície do sol, que ardeu por cinco minutos e depois desapareceu. Foi o primeiro avistamento registrado do que hoje chamamos de erupção solar. O próprio Carrington pensou que um grande meteorito caiu no Sol.

A observação de Carrington não atraiu a atenção até que o astrônomo americano George Hale inventou o espectrohelioscópio em 1926. Isso tornou possível observar o Sol à luz de comprimentos de onda especiais. As erupções solares são visivelmente ricas em alguns comprimentos de onda de luz e, quando o Sol é visto nesses comprimentos de onda, as erupções são vistas com muito brilho.

Agora sabemos que as erupções solares são comuns, estão associadas a manchas solares e, quando há muitas manchas solares no Sol, pequenas erupções ocorrem a cada poucas horas e as maiores a cada poucas semanas.

As explosões solares são explosões de alta energia na superfície solar, e as partes da superfície que explodem são muito mais quentes do que outras áreas ao seu redor. Um clarão que cobre até um milésimo da superfície do Sol pode enviar mais radiação de alta energia (UV, raios X e até raios gama) do que toda a superfície normal do Sol enviaria.

Embora as proeminências pareçam muito impressionantes e possam existir por vários dias, o Sol perde muito pouca matéria através delas. Flash é uma questão completamente diferente. Eles são menos perceptíveis, muitos deles duram apenas alguns minutos, mesmo os maiores desaparecem completamente depois de algumas horas, mas têm uma energia tão alta que lançam matéria no espaço; esta matéria está para sempre perdida para o Sol.

Isso começou a ser entendido em 1843, quando o astrônomo alemão Samuel Heinrich Schwabe (1789-1875), que observou o sol diariamente por dezessete anos, relatou que o número de manchas solares em sua superfície aumentou e diminuiu durante um período de cerca de onze anos.

Em 1852, o físico inglês Edward Sabin (1788-1883) observou que os distúrbios no campo magnético da Terra ("tempestades magnéticas") aumentam e diminuem ao mesmo tempo que o ciclo das manchas solares.

No início era apenas uma afirmação estatística, porque ninguém sabia qual poderia ser a conexão. No entanto, com o tempo, quando eles começaram a entender a natureza energética das explosões solares, uma conexão foi descoberta. Dois dias depois de uma grande explosão solar irromper perto do centro do disco solar (estava, portanto, de frente para a Terra), as agulhas da bússola na Terra ficaram desonestas e as luzes do norte assumiram uma aparência completamente incomum.

Essa espera de dois dias fez muito sentido. Se esses efeitos fossem causados ​​pela radiação solar, então o intervalo de tempo entre o surto e suas consequências seria de oito minutos: a radiação solar voa em direção à Terra na velocidade da luz. Mas o atraso de dois dias significava que qualquer que fosse o “encrenqueiro” causador desses efeitos, ele deveria se deslocar do Sol para a Terra a uma velocidade de cerca de 300 km/h. Claro, também é rápido, mas de forma alguma compatível com a velocidade da luz. Tal velocidade pode ser esperada de partículas subatômicas. Essas partículas, ejetadas como resultado de eventos solares na direção da Terra, carregavam cargas elétricas e, passando pela Terra, deveriam ter afetado as agulhas da bússola e as luzes do norte dessa maneira. Quando a ideia de partículas subatômicas ejetadas pelo Sol foi compreendida e adotada, outra característica do Sol começou a ficar clara.

Quando o Sol está em estado de eclipse total, então com um simples olho você pode ver um brilho perolado ao seu redor, no centro, no lugar do Sol, está o disco preto da Lua nublada. Esse brilho (ou luminosidade) é a coroa solar, que recebeu o nome da palavra latina corona - uma coroa (a coroa envolve o Sol com uma espécie de coroa radiante, ou halo).

O mencionado eclipse solar de 1842 levou ao início do estudo científico das proeminências. Então, pela primeira vez, a coroa foi cuidadosamente examinada. Descobriu-se que ela também pertence ao Sol, não à Lua. Desde 1860, a fotografia e, posteriormente, a espectroscopia, estão envolvidas na pesquisa da coroa.

Em 1870, durante um eclipse solar na Espanha, o astrônomo americano Charles Young (1834-1908) estudou pela primeira vez o espectro da coroa. No espectro, ele encontrou uma linha verde brilhante que não correspondia à posição de nenhuma linha conhecida de nenhum dos elementos conhecidos. Outras linhas estranhas também foram descobertas, e Young assumiu que representavam algum elemento novo e o nomeou "corony".

Para que serve essa "coroinha", só e tudo isso existe algum tipo de linha espectral. Até então, não, até que a natureza da estrutura do átomo fosse descrita. Descobriu-se que cada átomo consiste em um núcleo pesado no centro, cercado por um ou mais elétrons leves na periferia. Cada vez que um elétron deixa um átomo, as linhas espectrais produzidas por esse átomo mudam. Os químicos podiam distinguir o espectro dos átomos que haviam perdido dois ou três elétrons, mas a técnica para remover um grande número de elétrons e estudar o espectro nessas condições ainda não estava disponível para eles.

Em 1941, Bengt Edlen conseguiu mostrar que "corônio" não é um elemento novo. Elementos comuns - ferro, níquel e cálcio deixam exatamente as mesmas linhas, se você retirar uma dúzia de elétrons deles. Assim, "corônio" era um elemento comum que carecia de muitos elétrons.

Um déficit tão grande de elétrons só poderia ser causado por temperaturas excepcionalmente altas, e Edlen sugeriu que a coroa solar deveria ter uma temperatura de um ou dois milhões de graus. A princípio, isso foi recebido com descrença geral, mas no final, quando chegou a hora da tecnologia dos foguetes, descobriu-se que a coroa solar emite raios X, e isso só poderia ocorrer nas temperaturas previstas por Edlen.

Então, a coroa é a atmosfera externa do Sol, continuamente alimentada pela matéria lançada pelas explosões solares. A coroa é uma matéria extremamente radiante, tão rarefeita que há menos de um bilhão de partículas em um centímetro cúbico, que é cerca de um trilionésimo da densidade da atmosfera da Terra ao nível do mar.

Na verdade, este é um vácuo real. A energia ejetada da superfície do Sol por suas labaredas, campos magnéticos e enormes vibrações sônicas das correntes convectivas incessantes é distribuída entre um número relativamente pequeno de partículas. Embora todo o calor contido na coroa seja pequeno (dado seu volume razoável), a quantidade de calor possuída por cada uma dessas poucas partículas é bastante alta, e é esse “calor por partícula” que se entende pela temperatura medida.

As partículas corona são átomos individuais ejetados para fora da superfície solar, a maioria ou todos os elétrons foram retirados por altas temperaturas. Como o Sol é composto principalmente de hidrogênio, a maioria dessas partículas são núcleos de hidrogênio, ou prótons. O hidrogênio é seguido em termos quantitativos por núcleos de hélio. O número de todos os outros núcleos mais pesados ​​é bastante desprezível. E embora alguns núcleos pesados ​​causem as famosas linhas de corônio, eles estão presentes apenas na forma de traços.

As partículas corona se afastam do Sol em todas as direções. À medida que se espalham, a coroa ocupa cada vez mais volume e se torna mais rarefeita. Como resultado, sua luz enfraquece cada vez mais, até que a alguma distância do Sol ela desaparece completamente.

No entanto, o próprio fato de a coroa enfraquecer até desaparecer completamente para os olhos do observador não significa que ela não continue a existir na forma de partículas correndo para o espaço. O físico americano Eugene Parker (nascido em 1927) em 1959 chamou essas partículas rápidas de vento solar.

O vento solar, em expansão, atinge os planetas mais próximos e passa ainda mais longe. Testes de foguetes mostraram que o vento solar é detectável além da órbita de Saturno e provavelmente será detectável mesmo além das órbitas de Netuno e Plutão.

Em outras palavras, todos os planetas que giram em torno do Sol se movem dentro de sua atmosfera mais ampla. No entanto, esta atmosfera é tão rarefeita que não afeta o movimento dos planetas de forma tangível.

E, no entanto, o vento solar não é algo tão fantasmagórico que não se manifeste de muitas maneiras. As partículas do vento solar são eletricamente carregadas, e essas partículas, capturadas pelo campo magnético da Terra, formam “cinturões de Van Allen” que acendem a aurora, confundem bússolas e equipamentos eletrônicos. As erupções solares amplificam o vento solar por um momento e aumentam muito a intensidade desses efeitos por um tempo.

Nas proximidades da Terra, as partículas do vento solar correm a uma velocidade de 400-700 km / s, e seu número em 1 cm 3 varia de 1 a 80. Se essas partículas atingissem a superfície da Terra, teriam o efeito mais nocivo em todos os seres vivos, felizmente, estamos protegidos pelo campo magnético da Terra e sua atmosfera.

A quantidade de matéria perdida pelo Sol através do vento solar é de 1 bilhão de kg/s. Pelos padrões humanos é muito, para o Sol é uma ninharia. O Sol está na sequência principal há cerca de 5 bilhões de anos e permanecerá nela por mais 5 a 6 bilhões de anos. Se durante todo esse tempo ele estiver perdendo e continuará perdendo sua massa com o vento na taxa atual, então a perda total do Sol durante todo o período de sua vida como estrela da sequência principal será 1/5 de sua massa.

No entanto, 1/5 da massa de qualquer estrela sólida não é uma quantidade média adicionada ao suprimento total de matéria à deriva nos vastos espaços entre as estrelas. Este é apenas um exemplo de como a matéria pode se afastar das estrelas e se juntar ao suprimento total de gás interestelar.

Nosso Sol não é incomum nesse sentido. Temos todos os motivos para acreditar que cada estrela que ainda não entrou em colapso envia um vento estelar.

Claro que não podemos estudar as estrelas da mesma forma que estudamos o Sol, mas algumas generalizações podem ser feitas. Existem, por exemplo, anãs vermelhas pequenas e frias que, em intervalos irregulares, mostram subitamente um aumento de brilho, acompanhado de um embranquecimento da luz. Essa amplificação dura de vários minutos a uma hora e tem tais características que podem ser confundidas com um flash na superfície de uma pequena estrela.

Essas anãs vermelhas são, portanto, chamadas de estrelas de erupção.

Uma erupção, menos fraca em magnitude que uma erupção solar, adquirirá um efeito muito mais perceptível em uma pequena estrela. Se um clarão grande o suficiente pode aumentar a radiância do Sol em 1%, então o mesmo clarão seria suficiente para amplificar a luz de uma estrela fraca em 250 vezes.

Como resultado, pode acontecer que as anãs vermelhas enviem um vento estelar de uma qualidade muito impressionante.

Algumas estrelas provavelmente enviarão ventos estelares extraordinariamente fortes. As gigantes vermelhas, por exemplo, têm uma estrutura exorbitantemente esticada, a maior das quais é 500 vezes maior que o Sol em diâmetro. Portanto, sua gravidade superficial é relativamente pequena, já que a grande massa da enorme gigante vermelha mal é equilibrada pela distância incomumente grande do centro à superfície. Além disso, as gigantes vermelhas estão se aproximando do fim de sua existência e terminarão com seu colapso. Portanto, eles são extremamente turbulentos.

Pode-se supor a partir disso que vórtices poderosos carregam matéria estelar apesar da fraca atração superficial.

A grande gigante vermelha Betelgeuse está perto o suficiente de nós para que os astrônomos possam coletar alguns dados sobre ela. Por exemplo, acredita-se que o vento estelar de Betelgeuse seja um bilhão de vezes mais forte que o do sol. Mesmo considerando que a massa de Betelgeuse é 16 vezes a do Sol, essa massa nessa taxa de depleção pode derreter completamente em cerca de um milhão de anos (se não entrar em colapso muito antes).

Aparentemente, podemos supor que o vento solar de nossa estrela não está muito longe da intensidade média de todos os ventos estelares em geral. Se assumirmos que existem 300 bilhões de estrelas em nossa galáxia, então a massa total perdida pelo vento estelar será de 3 x 1020 kg/s.

Isso significa que a cada 200 anos, uma quantidade de matéria igual à massa do Sol deixa as estrelas no espaço interestelar. Assumindo que nossa Galáxia tem 15 bilhões de anos e que os ventos solares “sopraram” os mesmos durante esse tempo, obtemos que a massa total de matéria transferida das estrelas para o espaço é igual à massa de 75 milhões de estrelas, como o nosso Sol. , ou aproximadamente 1/3 das massas da galáxia.

Mas os ventos estelares se originam das camadas superficiais das estrelas, e essas camadas são inteiramente (ou quase inteiramente) compostas de hidrogênio e hélio. Portanto, os ventos estelares inteiramente (ou quase inteiramente) contêm o mesmo hidrogênio e hélio e não introduzem nenhum núcleo pesado na mistura galáctica.

Núcleos pesados ​​são formados no centro da estrela e, estando longe da superfície estelar, permanecem imóveis durante a formação do vento estelar.

Quando há alguns vestígios de núcleos pesados ​​nas camadas superiores da estrutura estelar (como temos no Sol), o vento estelar inclui naturalmente esses poucos núcleos. Núcleos pesados ​​não foram originalmente formados no interior das estrelas, mas apareceram lá quando a estrela já havia se formado. Eles surgiram da ação de alguma fonte externa que temos que encontrar.

SAÍDA ATRAVÉS DA CATÁSTROFE

Se os ventos estelares não são o mecanismo pelo qual os núcleos pesados ​​são transportados do centro de uma estrela para o espaço sideral, então nos voltamos para os eventos violentos que ocorrem quando uma estrela deixa a sequência principal.

Aqui temos que riscar imediatamente a maioria das estrelas.

Aproximadamente 75-80% das estrelas existentes são muito menores que o Sol. Elas permanecem na sequência principal por algo entre 20 e 200 bilhões de anos, dependendo de quão pequenas elas são, o que significa que nenhuma das pequenas estrelas que existem hoje saiu da sequência principal. Mesmo os mais antigos, formados no alvorecer do universo durante o primeiro bilhão de anos após o Big Bang, ainda não tiveram tempo de usar seu combustível de hidrogênio a ponto de deixar a sequência principal.

Além disso, quando uma pequena estrela deixa a sequência principal, ela o faz silenciosamente. Até onde sabemos, quanto menor a estrela, mais calma ela sai dessa sequência. Uma pequena estrela (como em geral, todas as estrelas) se expandirá em uma gigante vermelha, mas, neste caso, essa expansão levará à formação de uma pequena gigante vermelha. Provavelmente viverá muito mais tempo do que os outros, maior e mais perceptível e, eventualmente, ao entrar em colapso, mais ou menos silenciosamente se transformará em uma anã branca, é claro, não tão densa quanto Sirius B.

Elementos pesados ​​formados nas profundezas de uma pequena estrela (principalmente carbono, nitrogênio e oxigênio), permanecendo em seu núcleo durante sua existência na sequência principal, permanecerão ali após a transformação da estrela em anã branca. Sob nenhuma circunstância eles passarão para o armazenamento de gás interestelar em mais do que uma quantidade insignificante. Exceto em casos muito raros, elementos pesados ​​originários de pequenas estrelas permanecem nessas estrelas indefinidamente.

Estrelas que são iguais em massa ao Sol (e há 10-20% delas) colapsam e se transformam em anãs brancas, tendo permanecido na sequência principal por apenas 5 a 15 bilhões de anos. Nosso Sol, que deveria estar na sequência principal por cerca de 10 bilhões de anos, ainda está nele porque só se formou há 5 bilhões de anos.

Estrelas parecidas com o Sol, mais velhas que o nosso Sol, talvez já tenham deixado a sequência principal há muito tempo. A mesma coisa aconteceu com outras estrelas semelhantes que surgiram na infância do nosso Universo. Estrelas de massa igual à do Sol formam gigantes vermelhas maiores que estrelas pequenas, e essas gigantes vermelhas, tendo chegado ao ponto de se tornarem anãs brancas, colapsam mais violentamente que essas estrelas. A energia do colapso afasta os véus superiores da estrela e os transporta para o espaço, formando uma nebulosa planetária do tipo descrito anteriormente.

A carga de gás em expansão formada durante o colapso de uma estrela em forma de Sol pode conter de 10 a 20% de sua massa original. No entanto, essa matéria é levada das regiões externas da estrela e, mesmo quando essas estrelas estão à beira do colapso, essas regiões são, em essência, nada mais do que uma mistura de hidrogênio e hélio.

Mesmo quando, como resultado da turbulência de uma estrela no ponto de colapso, núcleos pesados ​​de seu interior são trazidos para a superfície e ejetados para o espaço como parte de um fluxo de gás, ainda é uma parte minúscula e quase imperceptível de aqueles núcleos pesados ​​que existem em nuvens de gás interestelar.

Mas já que paramos em como as anãs brancas são formadas, cabe a pergunta: o que acontece naqueles casos especiais em que a anã branca não significa o fim, mas serve como fator de distribuição da matéria no espaço?

Anteriormente neste livro, falamos sobre anãs brancas como parte de um sistema binário próximo capaz de acumular matéria às custas de uma estrela companheira que se aproxima do estágio de uma gigante vermelha. De tempos em tempos, uma parte dessa matéria na superfície de uma anã branca é coberta por uma reação nuclear, e a enorme energia liberada, lançando produtos de fusão no espaço com força, faz com que ela brilhe com um novo brilho.

Mas o material que está sendo construído pela anã branca é principalmente hidrogênio e hélio das camadas externas da gigante vermelha em expansão. A reação de fusão transforma hidrogênio em hélio, e é a nuvem de hélio que voa para o espaço durante a explosão.

Isso significa que, neste último caso, se algum núcleo pesado veio da estrela companheira ou foi formado no processo de síntese, seu número é tão insignificante que não pode explicar os muitos núcleos pesados ​​que estão espalhados nas nuvens interestelares.

O que nos resta?

A única fonte possível de núcleos pesados ​​é uma supernova.

Uma supernova Tipo 1, como expliquei anteriormente, ocorre no mesmo solo que uma nova comum: uma anã branca recebe matéria de uma companheira próxima prestes a se tornar uma gigante vermelha. A diferença é que aqui a anã branca está no limite de massa de Chandrasekhar, então a massa adicionada eventualmente a empurra além desse limite. A anã branca está fadada ao colapso. Ao mesmo tempo, ocorre uma poderosa reação nuclear e explode.

Toda a sua estrutura, igual em massa a 1,4 massas solares, estilhaça-se em pó e transforma-se numa nuvem de gás em expansão.

Por algum tempo nós a observamos como uma supernova, mas essa radiação, muito forte no primeiro momento, gradualmente desaparece. Tudo o que resta é uma nuvem de gás que se expande por milhões de anos até se fundir com o fundo geral do gás interestelar.

Quando uma anã branca explode, grandes quantidades de carbono, nitrogênio, oxigênio e neônio (de todos os núcleos pesados ​​dos elementos mais comuns) são espalhadas no espaço. Durante a própria explosão, ocorre outra reação nuclear, resultando na formação de pequenas quantidades de núcleos ainda mais pesados ​​que o neônio. É claro que apenas algumas anãs brancas são suficientemente massivas e próximas o suficiente de uma grande estrela companheira para se tornar uma supernova tipo 1, mas ao longo dos 14 bilhões de anos da vida da Galáxia, houve tantas explosões que poderiam ser mais do que explicar um número significativo de núcleos pesados, disponíveis no gás interestelar.

O resto dos núcleos pesados ​​existe no meio interestelar como resultado da evolução das supernovas do tipo 2. Estamos falando, como foi dito, de estrelas massivas que são 10, 20 e até 60 vezes mais pesadas que o Sol.

No estágio da existência de estrelas na forma de gigantes vermelhas, ocorre a fusão nuclear em seus núcleos, que continua até que os núcleos de ferro comecem a se formar em grande número lá. A formação do ferro é um beco sem saída, além do qual a fusão nuclear não pode mais existir como um dispositivo de produção de energia. Portanto, a estrela está passando por um colapso.

Embora o núcleo estelar contenha camadas sucessivamente mais profundas de núcleos pesados, até núcleos de ferro, as regiões externas da estrela ainda têm quantidades impressionantes de hidrogênio intacto, nunca exposto a altas temperaturas e pressões que poderiam forçá-lo a entrar em uma reação nuclear.

O colapso de uma estrela gigante é tão rápido que experimenta um aumento acentuado e catastrófico tanto na temperatura quanto na pressão. Todo o hidrogênio (e hélio também), que até então não foi perturbado, está agora reagindo, e tudo de uma vez. O resultado é uma explosão colossal que observamos da Terra como uma supernova tipo 2.

A energia liberada nesse caso pode e vai para reações nucleares capazes de formar núcleos mais pesados ​​que os do ferro. Tal formação de núcleos requer um influxo de energia, mas em meio à fúria de uma supernova, a energia não deve ser ocupada... É assim que se formam núcleos até urânio e mais pesados. Há energia suficiente para a formação de núcleos radioativos (ou seja, instáveis), que decairão com o tempo.

De fato, todos os núcleos pesados ​​que existem no universo foram formados como resultado de explosões de supernovas do tipo 2.

Claro, essas estrelas massivas, das quais uma supernova tipo 2 certamente sairá, não são comuns. Apenas uma estrela em um milhão, ou talvez até menos, tem massa suficiente para isso. No entanto, este não é um caso tão raro como parece à primeira vista.

Assim, na nossa Galáxia existem dezenas de milhares de estrelas que são potenciais supernovas do tipo 2.

Como as estrelas gigantes só podem permanecer na sequência principal por alguns milhões de anos no máximo, temos o direito de nos perguntar: por que todas elas não explodiram e desapareceram há muito tempo? O fato é que novas estrelas são formadas o tempo todo e algumas delas são estrelas com uma massa muito grande. As supernovas do tipo 2 que observamos agora são as erupções de estrelas que se formaram há apenas alguns milhões de anos. As supernovas do tipo 2, que ocorrerão em um futuro distante, serão explosões de grandes estrelas que ainda não existem hoje. Talvez haja supernovas e outras mais grandiosas. Até há relativamente pouco tempo, os astrônomos tinham certeza de que estrelas com massa 60 vezes maior que a do Sol provavelmente não existiam. Acreditava-se que essas estrelas em seus núcleos desenvolveriam tanto calor que explodiriam instantaneamente, apesar da enorme gravidade.

Em outras palavras, eles nunca seriam capazes de se formar.

No entanto, na década de 1980 percebeu-se que alguns aspectos da teoria geral da relatividade de Einstein não foram levados em conta nesses argumentos. Depois que esses aspectos foram levados em consideração nos cálculos astronômicos, descobriu-se que estrelas com 100 diâmetros solares e 2.000 vezes a massa do Sol ainda podiam ser estáveis. Além disso, várias observações astronômicas confirmaram que essas estrelas supermassivas existem.

Naturalmente, as estrelas supermassivas eventualmente entraram em colapso e explodiram como supernovas, que produziram muito mais energia e por um período de tempo muito mais longo do que as supernovas comuns. Essas superexplosões aparentemente devem ser consideradas como supernovas do tipo 3.

Na mesma época, o astrônomo soviético V.P. Utrobin decidiu estudar retrospectivamente os registros astronômicos dos últimos anos para encontrar uma supernova lá, que por sua natureza seria uma supernova tipo 3. Ele sugeriu que uma supernova descoberta em 1901 na galáxia de a constelação de Perseu, esse é exatamente o caso. Em vez de atingir o pico em dias ou semanas, essa supernova levou um ano inteiro para atingir seu brilho máximo, após o que desapareceu muito lentamente, permanecendo visível por nove anos subsequentes.

A energia total emitida por ela era 10 vezes maior que a energia de uma supernova comum. Mesmo em nosso tempo, os astrônomos achavam isso fantástico e estavam claramente confusos.

Essas estrelas superpesadas são extremamente raras, mas o número de núcleos pesados ​​que elas produzem é mil vezes ou mais maior do que o número de núcleos produzidos por supernovas comuns. Isso significa que a contribuição de núcleos pesados ​​para nuvens de gás interestelar, feitas por estrelas superpesadas, é muito grande. Em nossa galáxia durante sua existência, aparentemente, houve 300 milhões de explosões de várias supernovas (e um número semelhante, ajustado pela diferença de tamanho, entre si), e isso é suficiente para explicar as reservas de núcleos pesados ​​​​no gás interestelar , nas camadas externas das estrelas comuns (e além do nosso sistema planetário - em qualquer planeta).

Agora você vê que praticamente toda a Terra e todos nós somos quase inteiramente compostos de átomos formados no interior das estrelas (além do nosso Sol) e dispersos no espaço durante as primeiras explosões de supernovas. Não podemos apontar para átomos individuais e dizer em qual estrela eles nasceram e quando exatamente eles foram lançados no espaço, mas sabemos que eles nasceram em alguma estrela distante e vieram até nós como resultado de uma explosão no passado distante.

Nós, e nosso mundo, portanto, não nos originamos apenas de estrelas, mas de estrelas explosivas. Viemos de supernovas!

Notas:

A parte mais interna do cinturão de radiação mais próximo da Terra, o "cinturão de Van Allen", é formado por prótons e elétrons que surgem do decaimento de nêutrons que emergem das camadas superiores da atmosfera terrestre - Observação. ed.

A fonte de energia do sol

Conhecimento é poder

ciclo do carbono

Como o hidrogênio é convertido em hélio no interior das estrelas? A primeira resposta a esta pergunta foi encontrada independentemente por Hans Bethe nos EUA e Karl-Friedrich von Weizsäcker em Alemanha. Em 1938, eles descobriram a primeira reação que converte hidrogênio em hélio e pode fornecer a energia necessária para manter as estrelas vivas. Chegou a hora disso: em 11 de julho de 1938, o manuscrito de Weizsäcker foi recebido pelos editores da revista "Zeitschrift für Physik", e em 7 de setembro do mesmo ano, o manuscrito de Bethe foi recebido pelos editores da revista "Physical Análise". Ambos os artigos delinearam a descoberta do ciclo do carbono. Bethe e Critchfield já enviaram um artigo em 23 de junho contendo a parte mais importante do ciclo próton-próton.

Este processo é bastante complexo. Para sua ocorrência, é necessário que, além do hidrogênio, átomos de outros elementos, como o carbono, estejam presentes nas estrelas. Os núcleos dos átomos de carbono desempenham o papel de catalisadores. Conhecemos bem os catalisadores da química. Os prótons se ligam aos núcleos de carbono, onde os átomos de hélio são formados. Em seguida, o núcleo de carbono empurra os núcleos de hélio formados a partir de prótons e permanece inalterado como resultado desse processo.

A figura mostra o esquema desta reação, que tem a forma de um ciclo fechado. Considere esta reação começando na parte superior da figura. O processo começa com o núcleo de um átomo de hidrogênio colidindo com um núcleo de carbono com número de massa 12. Nós o designamos como C 12 . Devido ao efeito de tunelamento, o próton pode superar as forças de repulsão elétrica do núcleo de carbono e se unir a ele.

A transformação do hidrogênio em hélio no ciclo do carbono das reações de Bethe no interior das estrelas. As setas onduladas vermelhas mostram que o átomo emite um quantum de radiação eletromagnética.

O novo núcleo já é composto por treze pesados partículas elementares. Devido à carga positiva do próton, a carga do núcleo de carbono original aumenta. Neste caso, surge um núcleo de nitrogênio com um número de massa de 13. Ele é designado como N 13. Esse isótopo de nitrogênio é radioativo e depois de um tempo emite duas partículas de luz: um pósitron e um neutrino - uma partícula elementar, sobre a qual ouviremos falar mais adiante. Assim, o núcleo de nitrogênio se transforma em um núcleo de carbono com um número de massa de 13, ou seja, em C13. Este núcleo novamente tem a mesma carga que o núcleo de carbono no início do ciclo, mas seu número de massa já é mais um. Agora temos um núcleo de outro isótopo de carbono. Se outro próton colide com este núcleo, então o núcleo de nitrogênio reaparece. No entanto, agora tem um número de massa de 14, que é N 14 . Se um novo átomo de nitrogênio colide com outro próton, ele entra em O 15, ou seja, em um núcleo de oxigênio com número de massa de 15. Esse núcleo também é radioativo, ele novamente emite um pósitron e um neutrino e entra em N 15 - nitrogênio com número de massa de 15. Vemos que o processo começou com o carbono com massa número de 12 e levou ao aparecimento de nitrogênio com número de massa 15. Assim, a adição sucessiva de prótons leva ao aparecimento de núcleos cada vez mais pesados. Deixe outro próton se juntar ao núcleo N 15, então dois prótons e dois nêutrons saem juntos do núcleo formado, que formam o núcleo de hélio. O núcleo pesado novamente se transforma no núcleo de carbono original. O círculo está fechado.

Como resultado, quatro prótons se combinam e formam um núcleo de hélio: o hidrogênio se transforma em hélio. Durante esse processo, é liberada energia, o que é suficiente para que as estrelas brilhem por bilhões de anos.

O aquecimento da matéria estelar não ocorre em todos os estágios da cadeia de reações que consideramos. A matéria estelar é aquecida em parte devido aos quanta de radiação eletromagnética, que transferem sua energia para o gás estelar, e em parte devido aos pósitrons, que se aniquilam quase imediatamente com os elétrons livres do gás estelar. Durante a aniquilação de pósitrons e elétrons, quanta de radiação eletromagnética também são formados. A energia desses quanta é transferida para a matéria estelar. Uma pequena parte da energia liberada é levada da estrela junto com os neutrinos que saem. Consideraremos algumas questões obscuras relacionadas aos neutrinos mais adiante.

Em 1967, Bethe recebeu o Prêmio Nobel de Física pela descoberta do ciclo do carbono, que ele fez em 1938 junto com von Weizsäcker. Nesse caso, o Comitê do Nobel aparentemente esqueceu que a honra dessa descoberta não pertence apenas a Beta.

Sabemos que a transformação cíclica ocorre na presença de elementos catalíticos: carbono e nitrogênio. Mas no interior estelar, todos os três elementos não precisam estar presentes. Um deles é suficiente. Se pelo menos uma reação do ciclo começar, os elementos-catalisadores aparecerão como resultado das etapas subsequentes das reações. Além disso, o curso de uma reação cíclica leva ao fato de que surge uma proporção quantitativa bem definida entre isótopos relutantes. Esta proporção quantitativa depende da temperatura na qual o ciclo ocorre. Os astrofísicos podem agora, com a ajuda de seus métodos espectroscópicos, realizar uma análise quantitativa bastante precisa da matéria cósmica. Pela razão entre o número de isótopos C 12 , C 13 , N 14 e N 15, muitas vezes é possível não só estabelecer que no interior estelar ocorre uma transformação da matéria ao longo do ciclo do carbono, mas também a que temperatura estes ocorrem reações. No entanto, o hidrogênio pode ser convertido em hélio não apenas através do ciclo do carbono. Junto com as reações do ciclo do carbono, outras transformações mais simples também ocorrem. São eles que fazem a principal contribuição (pelo menos no Sol) para a liberação de energia. Em seguida, passamos à consideração dessas reações.

Desde a década de 1930, os astrofísicos não têm dúvidas de que, das reações nucleares em elementos leves, a única capaz de sustentar a radiação das estrelas na sequência principal do diagrama de espectro-luminosidade por um tempo suficientemente longo e energético é a formação do hélio. do hidrogênio. Outras reações duram muito pouco tempo (claro, em escala cósmica!), Ou dão muito pouca produção de energia.

No entanto, o caminho da união direta de quatro núcleos de hidrogênio em um núcleo de hélio acabou sendo impossível: a reação da transformação de hidrogênio em hélio nas profundezas das estrelas deve seguir “caminhos indiretos”.

A primeira forma consiste na ligação sequencial dos dois primeiros átomos de hidrogénio, depois na adição de um terceiro a eles, e assim sucessivamente.

A segunda maneira é converter hidrogênio em hélio com a "ajuda" do nitrogênio e especialmente dos átomos de carbono.

Embora a primeira maneira, ao que parece, seja mais simples, por muito tempo ele não gozou do "devido respeito", e os astrofísicos acreditavam que a principal reação que alimenta as estrelas com energia é a segunda maneira - o "ciclo do carbono".

Quatro prótons vão construir um núcleo de hélio, que por si só nunca iria querer formar uma partícula α se o carbono não os ajudasse.

Na cadeia dessas reações, o carbono desempenha o papel de cúmplice necessário e, por assim dizer, de organizador. Em reações químicas, também existem cúmplices, chamados catalisadores.

Durante a construção do hélio, a energia não apenas não é gasta, mas, ao contrário, é liberada. De fato, a cadeia de transformações foi acompanhada pela emissão de três quanta γ e dois pósitrons, que também se transformaram em radiação γ. O equilíbrio é: 10 -5 (4·1,00758-4,00390) = 0,02642·10 -5 unidades de massa atômica.

A energia associada a essa massa é liberada nas profundezas da estrela, escoando lentamente para a superfície e depois irradiando para o espaço do mundo. A fábrica de hélio trabalha continuamente nas estrelas até que as matérias-primas, ou seja, o hidrogênio, acabem. O que acontece a seguir, contaremos mais adiante.

O carbono como catalisador durará indefinidamente.

Em temperaturas da ordem de 20 milhões de graus, a ação das reações do ciclo do carbono é proporcional ao 17º grau de temperatura! A alguma distância do centro da estrela, onde a temperatura é apenas 10% menor, a produção de energia cai por um fator de 5, e onde é uma vez e meia menor, cai 800 vezes! Portanto, já não muito distante da região central, mais incandescente, não ocorre a formação de hélio devido ao hidrogênio. O restante do hidrogênio se transformará em hélio após a mistura de gases o trazer para o território da "fábrica" ​​- para o centro da estrela.

No início dos anos 50, ficou claro que a uma temperatura de 20 milhões de graus, e ainda mais em temperaturas mais baixas, a reação próton-próton é ainda mais eficaz, levando também à perda de hidrogênio e à formação de hélio. Muito provavelmente, ele prossegue em tal cadeia de transformações.

Dois prótons, colidindo, emitem um pósitron e um quantum de luz, transformando-se em um isótopo de hidrogênio pesado com massa atômica relativa de 2. massa de 2. Este último, depois de se fundir com outro próton, transforma-se em um isótopo de átomo leve de hélio com massa atômica relativa de 3, enquanto emite um excesso de massa na forma de radiação. Se tais átomos de hélio leve se acumularem o suficiente, seus núcleos após a colisão formam um átomo de hélio normal com uma massa atômica relativa de 4 e dois prótons com um quantum de energia adicional. Então, nesse processo, três prótons foram perdidos e dois apareceram - um próton diminuiu, mas a energia foi emitida três vezes.

Aparentemente, o Sol e as estrelas mais frias da sequência principal do diagrama de espectro de luminosidade extraem sua energia dessa fonte.

Quando todo o hidrogênio foi convertido em hélio, a estrela ainda pode existir convertendo hélio em elementos mais pesados. Por exemplo, os processos são:

4 2 He + 4 2 He → 8 4 Be + radiação,

4 2 He + 8 4 Be → 12 6 C + radiação.

Nesse caso, uma partícula de hélio fornece uma saída de energia 8 vezes menor do que a mesma partícula no ciclo do carbono descrito acima.

Recentemente, os físicos descobriram que em algumas estrelas as condições físicas permitem a ocorrência de elementos ainda mais pesados, como o ferro, e calculam a proporção dos elementos resultantes de acordo com a abundância de elementos que encontramos na natureza.

As estrelas gigantes têm uma produção média de energia por unidade de massa muito maior do que a do Sol. No entanto, ainda não há um ponto de vista geralmente aceito sobre as fontes de energia em estrelas gigantes vermelhas. As fontes de energia neles e sua estrutura ainda não são claras para nós, mas, aparentemente, em breve serão conhecidas. Segundo V. V. Sobolev, as gigantes vermelhas podem ter a mesma estrutura das gigantes quentes e ter as mesmas fontes de energia. Mas eles são cercados por vastas atmosferas rarefeitas e frias, que lhes dão a aparência de "gigantes frios".

Os núcleos de alguns átomos pesados ​​podem ser formados no interior das estrelas devido à combinação de átomos mais leves e, sob certas condições, até mesmo em suas atmosferas.