E9 Degeneração Quântica e Matéria Densa

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O elemento central deste modelo é a fusão do hidrogênio que ocorre no interior da estrela, a reação nuclear que a sustenta enquanto ela permanece na sequência principal.

A energia liberada por cada uma dessas reações nucleares é a diferença de massa entre os reagentes e os produtos, convertida diretamente em energia: na cadeia próton-próton, o processo dominante no interior do Sol, quatro prótons se fundem para formar um único núcleo de hélio, liberando uma quantidade fixa de energia, embora parte dessa energia escape sem ser depositada na estrela, na forma de neutrinos.

A taxa na qual essa fusão ocorre depende do produto da seção de choque da reação e da probabilidade quântica de superar a barreira de repulsão elétrica que separa os núcleos. Existe uma janela de energia específica, a janela de Gamow, na qual esse produto é maximizado, e é precisamente dentro dessa estreita janela, e não na energia térmica mais provável do interior estelar, que a grande maioria das fusões de fato ocorre. A eficiência com que a fusão do hidrogênio em hélio converte massa em energia é, em qualquer caso, uma fração pequena e fixa. O ciclo do carbono, nitrogênio e oxigênio, por outro lado, domina a fusão em estrelas com mais de uma vez e meia a massa solar, precisamente porque sua taxa depende da temperatura muito mais fortemente do que a cadeia próton-próton: um pequeno aumento na temperatura do núcleo da estrela faz com que esse ciclo aumente desproporcionalmente sua própria produção de energia. A vida útil de uma estrela na sequência principal também diminui drasticamente à medida que sua massa aumenta: conforme a massa de uma estrela aumenta, seu tempo na sequência principal diminui desproporcionalmente a esse mesmo aumento. Assim, desde a fusão do hidrogênio dentro da estrela com a qual este documento começa até a diminuição da vida útil na sequência principal com a qual ele termina, passando pela cadeia próton-próton, pela janela de Gamow e pelo ciclo do carbono, nitrogênio e oxigênio, as reações nucleares fazem com que a massa da mesma estrela determine, ao mesmo tempo, como seu hidrogênio se funde e quanto tempo lhe resta na sequência principal.

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