TRANS-QUÃNTICA SDCTIE GRACELI, TRANSCENDENTE, RELATIVISTA SDCTIE GRACELI, E TRANS-INDETERMINADA.

FUNDAMENTA-SE EM QUE TODA FORMA DE REALIDADE SE ENCONTRA EM TRANSFORMAÇÕES, INTERAÇÕES, TRANSIÇÕES DE ESTADOS [ESTADOS DE GRACELI], ENERGIAS E FENÔMENOS DENTRO DE UM SISTEMA DE DEZ OU MAIS DIMENSÕES DE GRACELI, E CATEGORIAS DE GRACELI.

FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI

FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE  INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI.E DE ESTADOS TRANSICIONAIS =

TRANSFORMAÇÕES ⇔ INTERAÇÕES  ⇔  TUNELAMENTO ⇔ EMARANHAMENTO ⇔ CONDUTIVIDADE  ⇔ DIFRAÇÕES ⇔ estrutura eletrônica, spin, radioatividade, ABSORÇÕES E EMISSÕES INTERNA ⇔  Δ de temperatura e dinâmicas, transições de estados quântico Δ ENERGIAS,  ⇔   Δ MASSA ,   ⇔ Δ  CAMADAS ORBITAIS ,  ⇔  Δ FENÔMENOS  ,  ⇔  Δ  DINÂMICAS,   ⇔  Δ  VALÊNCIAS,   ⇔  Δ BANDAS,  Δ  entropia e de entalpia,  E OUTROS.  

x

 [EQUAÇÃO DE DIRAC].

 + FUNÇÃO TÉRMICA.

   +    FUNÇÃO DE RADIOATIVIDADE

  ,      +   FUNÇÃO DE TUNELAMENTO QUÂNTICO.

  + ENTROPIA REVERSÍVEL 

+      FUNÇÃO DE CONDUÇÃO ELETROMAGNÉTICA

 ENERGIA DE PLANCK

X

• 
  V [R] [MA] =  Δe,M, Δf, ΔE, Δt, Δi, ΔT, ΔC, ΔE,ΔA, ΔD, ΔM......

  ΤDCG

  X

  Δe, ΔM, Δf, ΔE, Δt, Δi, ΔT, ΔC, ΔE,ΔA, ΔD, ΔM......  =
  x
  

  sistema de dez dimensões de Graceli + 

  DIMENSÕES EXTRAS DO SISTEMA DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI.[como, spins, posicionamento, afastamento, ESTRUTURA ELETRÔNICA, e outras já relacionadas]..
• 
  
• DIMENSÕES DE FASES DE ESTADOS DE TRANSIÇÕES DE GRACELI.
  

  x

  sistema de transições de estados, e estados  de Graceli, fluxos aleatórios quântico, potencial entrópico e de entalpia. [estados de transições de fases de estados de estruturas, quântico, fenomênico, de energias, e dimensional [sistema de estados de Graceli].

  x

número atômico, estrutura eletrônica, níveis de energia 

[comprimento de onda (λ).

onde c, velocidade da luz, é igual a .]

• TEMPO ESPECÍFICO E FENOMÊNICO DE GRACELI
• x
• X
• T l    T l     E l       Fl         dfG l   

  N l    El                 tf l

  P l    Ml                 tfefel 

  Ta l   Rl

           Ll
           D

O processo triplo alfa é o processo pelo qual três núcleos de hélio (partículas alfa) se transformam em um núcleo de carbono.^[1][2]

Esta reação nuclear de fusão só ocorre a velocidades elevadas a temperaturas acima de 100 milhões de kelvin e em núcleos estelares com uma grande abundância de hélio. Portanto, este processo só é possível nas estrelas mais velhas, onde o hélio produzido pela cadeia próton-próton e pelo ciclo CNO se tenha acumulado no núcleo. Quando todo o hidrogênio presente se tenha consumido, o núcleo se colapsa até que se alcançam as temperaturas necessárias para iniciar a fusão do hélio:

⁴He + ⁴He ↔ ⁸Be

⁸Be + ⁴He ↔ ¹²C + γ + 7.367 MeV

X

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A energia líquida liberada no processo é de 7.275 MeV.

O ⁸Be produzido durante a primeira etapa é muito instável e decai outra vez em dois núcleos de hélio em 2.6·10⁻¹⁶ segundos. De todas as formas, nas condições nas que se fusiona o hélio sempre há pequenas quantidades de ⁸Be presentes em equilíbrio; a captura de outro átomo de hélio dá lugar ao ¹²C. O processo global de conversão de três partículas alfa em um núcleo de ¹²C se denomina processo triplo alfa.

Já que o dito processo é improvável, devido à escassa quantidade de ⁸Be presente em um momento dado, se necessita de um longo tempo para formar carbono. Como consequência não se produziu carbono durante o Big Bang, já que a temperatura diminuiu a níveis inferiores aos requeridos para que se dê esta reação.

Normalmente, a probabilidade de que se dê o processo triplo alfa deveria ser extremadamente pequena. Mas o nível energético inferior do berílio-8 tem exatamente a mesma energia que duas partículas alfa, e na segunda etapa, o ⁸Be e o ⁴He tem exatamente a mesma energia que o estado excitado do ¹²C. Estas ressonâncias incrementam substancialmente as possibilidades de que uma partícula alfa incidente se combine com um núcleo de berílio-8 para dar lugar a um núcleo de carbono. A existência desta resonância foi prevista por Fred Hoyle antes de que se desse conta realmente de sua necessidade para que se forme carbono.

Uma reação secundária do processo é a fusão de um núcleo de carbono-12 com outra partícula alfa para dar ¹⁶O estável, com liberação de energia em forma de radiação gama:

¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ

X

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A seguinte etapa onde o oxigênio formado se combina com outra partícula alfa para dar lugar ao neônio é mais difícil, devido às regras de spin nuclear, e portanto não podem formar-se elementos mais pesados por esta via.

Como resultado destas reações, se formam grandes quantidades de carbono e oxigênio mas só frações diminutas destes se transformam em neônio e outros núcleos mais pesados, sendo portanto estes dois os principais produtos da fusão do hélio. As resonâncias nucleares que dão lugar a tais quantidades de carbono e oxigênio se citam geralmente como evidência do princípio antrópico.

As reações de nucleossíntese por fusão nuclear só produzem elementos até o ⁵⁶Fe, o núcleo atômico mais estável; os elementos mais pesados se produzem por processos captura neutrônica. A captura lenta, o processo S, produz aproximadamente a metade destes elementos. A outra metade se produz no processo R ou captura rápida, processo que provavelmente tenha lugar no núcleo das supernovas de colapso (tipo II).

A cadeia próton-próton ou ciclo próton-próton é uma das reações de fusão que se produzem nas estrelas para converter o hidrogênio em hélio, o outro processo conhecido é o ciclo CNO. As cadeias próton-próton são mais importantes em estrelas do tamanho do Sol ou menores. O balanço global do processo é o equivalente de unir quatro prótons e dois elétrons para formar um núcleo de hélio-4 (2 prótons + 2 nêutrons).

Para vencer a repulsão eletromagnética entre dois núcleos de hidrogênio se requerem grandes quantidades de energia. Em temperaturas estelares entre dez e vinte milhões de kelvins, o tempo médio da reação é aproximadamente de 10⁹ anos. Tempo muito prolongado mas mais que suficiente para sustentar ao Sol dada a enorme quantidade de hidrogênio contido no núcleo do Sol e as enormes quantidades de energia que, inclusive neste baixo ritmo de reações, aportam. Ritmos de reação demasiado velozes fariam impossível a estabilidade hidrodinâmica nas estrelas consumindo-as em explosões quase instantâneas após sua formação.

No geral, a fusão próton-próton ocorre só se a temperatura (i.e. energia cinética) dos prótons for suficientemente alta para vencer as forças coulombianas de repulsão mútua. A teoria de que os prótons são o princípio básico a partir do qual as estrelas geram sua energia remonta aos anos 1920 quando Arthur Eddington realizou suas primeiras medições. Nesta época as temperaturas do Sol se consideravam demasiado baixas para que as partículas penetrassem a barreira coulombiana. Com o desenvolvimento da mecânica quântica se descobriu o efeito túnel e as implicações que este tinha como facilitador da fusão a temperaturas teoricamente impossíveis.

Reações das cadeias pp[editar | editar código-fonte]

A cadeia próton-próton domina as reações nas estrelas do tamanho do Sol ou menores.

O primeiro passo conduz à fusão de dois núcleos de hidrogênio ¹H (prótons) a deutério (²H), liberando um pósitron e um neutrino ao transformar um próton em nêutron.

¹H + ¹H → ²H + e⁺ + ν_e (τ~ 7·10⁹ anos)

X

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τ é o chamado tempo limitante.

Os neutrinos liberados nesta reação portam energias acima dos 0,42 MeV.

Este primeiro passo é muito lento porque depende da interação fraca para converter um próton em um nêutron. De fato é o passo mais lento de todas as cadeias pp pelo que recebe o nome reação limitante já que é ele que dita o ritmo de toda a cadeia próton-próton.

O pósitron resultante da dita reação se aniquila imediatamente com um elétron e a massa de ambos se converte em energia liberada através de dois fótons gama.

e⁺ + e⁻ → 2γ + 1.02 MeV

X

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Após esta reação o deutério produzido no primeiro passo pode se fusionar com outro hidrogênio para produzir um isótopo leve de hélio ³He:

²H + ¹H → ³He + γ + 5.49 MeV (τ~ 1,4 segundos)

X

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A partir deste ponto a reação se subdivide em três ramos diferentes que desembocam todas na geração de um núcleo ⁴He. Na pp1 o hélio-4 se produz pela fusão de dois núcleos de hélio-3; os outros dois ramos, pp2 e pp3 requerem o hélio-4 previamente produzido na pp1, ambas cadeias surgem dos dois caminhos que o berílio-7 pode tomar.

No Sol, a cadeia pp1 se dá com uma frequência de 91%, a pp2 com 9% e a pp3 é a mais infrequente com 0.1% de ocorrência.

A cadeia pp I[editar | editar código-fonte]

³He +³He → ⁴He + ¹H + ¹H + 12.86 MeV (τ ~ 2,4·10⁵ anos)

X

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A energia da cadeia de reações pp' I completa implica num balanço final de 26,7 MeV. A cadeia pp I é dominante a temperaturas de 10 a 14 megakelvins (MK). Abaixo de 10 MK, a cadeia pp I não produz muito ⁴He.

A cadeia pp II[editar | editar código-fonte]

	³He + 4He	→	7Be + γ
	7Be + e−	→	7Li + νe
	7Li + ¹H	→	4He + 4He

X

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A cadeia pp II é dominante a temperaturas de 14 a 23 MK.

Até 90% dos neutrinos produzidos na reação ⁷Be(e⁻,ν_e)⁷Li* têm uma energia de 0.861 MeV, ainda que 10% sejam emitidos com 0.383 MeV (dependendo de se o lítio-7 está em estado excitado ou não).

A cadeia pp III[editar | editar código-fonte]

	³He + 4He	→	7Be + γ
	7Be + ¹H	→	8B + γ
	8B	→	8Be + e+ + νe
	8Be	↔	4He + 4He

X

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A cadeia pp III é dominante se as temperaturas excedem os 23 MK.

Esta cadeia não é a principal fonte de energia do Sol devido a que as temperaturas de seu núcleo ainda não são suficientemente altas. Entretanto, é muito importante no problema dos neutrinos solares devido a que estas reações geram os neutrinos mais energéticos. (≤14.06 MeV).

A cadeia pp IV ou Hep[editar | editar código-fonte]

Hep significa (hélio-próton).

Neste caso o hélio-3 reage diretamente com um próton para dar hélio-4, com uma possível energia mais alta de neutrino (acima de 18.8 MeV). Esta reação é prevista mas não foi jamais observada devido a sua grande raridade (aproximadamente 0.3 partes por milhão no Sol).

³He + ¹H → ⁴He + ν_e + e⁺

^X

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Energia liberada[editar | editar código-fonte]

Comparando a massa do átomo de hélio-4 final com as massas dos quatro prótons revela-se que 0.007 ou 0.7% da massa dos prótons originais foi perdida. Esta massa terá sido convertida em energia, na forma de raios gama e neutrinos liberados durante cada uma das reações individuais. A energia que temos na cadeia inteira é de 26.73 MeV.

Somente energia liberada na forma de raios gama irá interagir com elétrons e prótons e aquecer o interior do Sol ou de qualquer estrela. Este aquecimento mantém a estrela e previne seu colapso sob seu próprio peso.

Neutrinos não interagem significativamente com matéria e não ajudam a estrela em resistir contra seu colapso gravitacional. Os neutrinos nas cadeias ppI, ppII e ppIII levam consigo 2.0%, 4.0% e 28.3% da energia produzida, respectivamente.^[1]

Observações[editar | editar código-fonte]

Em agosto de 2014 a colaboração responsável pelo experimento Borexino publicou os resultados da primeira detecção direta de neutrinos produzidos pela reação pp no interior do Sol.^[2]

A reação pep[editar | editar código-fonte]

Esta reação, pep significa (próton-elétron-próton), é muito rara já que em se tratando de uma colisão de três partículas simultaneamente o qual é, logicamente, muito mais improvável. A reação pep pode ter lugar em vez da reação pp:

¹H + e⁻ + ¹H → ²H + ν_e

_X

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No Sol, a frequência da reação pep em comparação com a pp é de 1:400 (uma vez a cada 400 reações). Apesar dos neutrinos liberados serem mais energéticos: enquanto os neutrinos do primeiro passo das cadeias pp tem 0.42 MeV, os neutrinos procedentes da reação pep produzem 1.44 MeV.

Ambas as reações pep e pp podem ser vistas como duas diferentes representações de Feynman da mesma interação básica, onde o elétron passa ao lado direito da reação como um anti-elétron. Isto é representado na figura de cadeia de reações próton-próton e captura de elétron em uma estrela, disponível no web site NDM'06.^[3]

A fusão nuclear do carbono é uma reação nuclear de fusão que se dá em estrelas massivas (com no mínimo 4 M_Sol desde seu nascimento) que já tenham usado todos os elementos químicos mais leves em processos de fusão nuclear em seu núcleo. Para isto se requerem temperaturas de 6×10⁸ K e densidades de 2×10⁸ kg/m³.

Reações[editar | editar código-fonte]

As principais reações envolvidas na fusão nuclear do carbono são:

	12C + 12C	→	24Mg + γ
		→	23Mg + n
		→	23Na + 1H
		→	20Ne + 4He
		→	16O + 2 4He

X

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Energias produzidas e absorvidas[editar | editar código-fonte]

	12C + 12C	→	20Ne + 4He + 4.617 MeV
	12C + 12C	→	23Na + 1H + 2.241 MeV
	12C + 12C	→	23Mg + n - 2.599 MeV (endotérmica) (citado como -0.70 MeV [1])

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Alternativamente, com menor probabilidade

	12C + 12C	→	24Mg + γ + 13,93 MeV [1]
	12C + 12C	→	16O + 2 4He -0.48 MeV (endotérmica)[1]
	12C + 12C	→	16O + 8Be -0.208 MeV (endotérmica)[2]

X

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Enquanto está em fusão o hélio, a estrela cria um núcleo inerte de carbono e oxigênio. Uma vez esgotado o hélio no núcleo por ser transmutado em carbono, este se colapsa devido ao encerramento das fusões de hélio, que existiam em equilíbrio com a gravidade, ainda que as camadas superiores se expandam. O volume no núcleo diminui, como conseqüência aumenta a densidade e temperatura do núcleo aos níveis necessários para que o carbono possa entrar em fusão. Uma vez começada a fusão do carbono a temperatura no núcleo da estrela se eleva mais ainda, permitindo que o hidrogênio e o hélio situados nas camadas superiores passem novamente por um processo de fusão. Em consequência destes processos, aumenta o tamanho da estrela.

O ciclo CNO (carbono-nitrogênio-oxigênio) é uma das reações de fusão pelas quais as estrelas convertem hidrogênio em hélio, sendo a outra a cadeia próton-próton. Ainda que a cadeia próton-próton seja mais importante nas estrelas da massa do Sol ou menor, os modelos teóricos mostram que o ciclo CNO é a fonte de energia dominante nas estrelas mais massivas. O processo CNO foi proposto em por Carl von Weizsäcker^[1] e Hans Bethe^[2] independentemente em 1938 e 1939, respectivamente.

No ciclo CNO, quatro prótons fundem-se usando isótopos de carbono, nitrogênio e oxigênio que atuarão como catalisadores para produzir uma partícula alfa, dois pósitrons e dois neutrinos. Os pósitrons irão sempre instantaneamente aniquilar-se com elétrons, liberando energia na forma de radiação gama. Os neutrinos escapam da estrela levando alguma energia. Os isótopos de carbono, nitrogênio, e oxigênio são para todos os efeitos um núcleo que irá passar por um número de transformações em um ciclo sem fim, reciclando-se.

CNO-I[editar | editar código-fonte]

As reações principais do ciclo CNO são:^[3]

12C + ¹H	→	13N + γ	+1,95 MeV
13N	→	13C + e+ + νe	+1,37 MeV
13C + ¹H	→	14N + γ	+7,54 MeV
14N + ¹H	→	15O + γ	+7,35 MeV
15O	→	15N + e+ + νe	+1,86 MeV
15N + ¹H	→	12C + 4He	+4,96 MeV

X

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O núcleo de carbono-12 usado na primeira reação é regenerado na última.

CNO-II[editar | editar código-fonte]

Há uma versão menos frequente da reação, que ocorre só em 0,04% das vezes, na qual a reação final acima não produz ¹²C e ⁴He, mas ¹⁶O e um fóton, e continua assim:

15N + ¹H	→	16O + γ	+12.13 MeV
16O + ¹H	→	17F + γ	+0.60 MeV
17F	→	17O + e+ + νe	+2.76 MeV
17O + ¹H	→	14N + 4He	+1.19 MeV
14N + ¹H	→	15O + γ	+7.35 MeV
15O	→	15N + e+ + νe	+2,75 MeV

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Como o carbono, nitrogênio e oxigênio envolvidos nas reações principais, o flúor produzido na etapa menor é meramente catalítico e em estado estável, não se acumulando na estrela.

Ciclo OF[editar | editar código-fonte]

Esta etapa subdominante é significativa somente para estrelas pesadas. As reações são iniciadas quando uma das reações no subciclo CNO-II resulta em flúor-18 e raios gama no lugar de nitrogênio-14 e partículas alfa:

15N + ¹H	→	16O + γ
16O + ¹H	→	17F + γ
17F	→	17O + e+ + νe
17O + ¹H	→	14N + 4He

X

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Note-se que todos os ciclos CNO têm o mesmo resultado líquido:

4 p → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν_e + γ + 26.8 MeV

X

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O processo alfa (ou reações alfa) é uma das duas classes de fusão nuclear, através da qual as estrelas convertem o hélio em elementos mais pesados, sendo o outro o processo triplo-alfa. Ao passo que o processo triplo-alfa requer apenas hélio, na presença de carbono outras reações que consomem hélio se tornam possíveis:

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{8}^{16}O} +\gamma +Q}$, Q = 7.16 МeV

${\displaystyle \mathrm {_{8}^{16}O} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{10}^{20}Ne} +\gamma +Q}$, Q = 4.73 МeV

${\displaystyle \mathrm {_{10}^{20}Ne} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{12}^{24}Mg} +\gamma +Q}$, Q = 9.31 МeV

${\displaystyle \mathrm {_{12}^{24}Mg} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{14}^{28}Si} +\gamma +Q}$, Q = 9.98 МeV

${\displaystyle \mathrm {_{14}^{28}Si} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{16}^{32}S} +\gamma +Q}$, Q = 6.95 МeV

${\displaystyle \mathrm {_{16}^{32}S} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{18}^{36}Ar} +\gamma }$

${\displaystyle \mathrm {_{18}^{36}Ar} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{20}^{40}Ca} +\gamma }$

${\displaystyle \mathrm {_{20}^{40}Ca} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{22}^{44}Ti} +\gamma }$

${\displaystyle \mathrm {_{22}^{44}Ti} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{24}^{48}Cr} +\gamma }$

${\displaystyle \mathrm {_{24}^{48}Cr} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{26}^{52}Fe} +\gamma }$

${\displaystyle \mathrm {_{26}^{52}Fe} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{28}^{56}Ni} +\gamma }$

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Todas estas reações possuem uma taxa muito baixa e portanto não contribuem significativamente para a produção energética das estrelas; na presença de elementos mais pesados que o neônio (número atômico > 10) esse processo ocorre com dificuldade ainda maior, devido à crescente barreira de Coulomb.

Os elementos do processo alfa (ou elementos alfa) são assim denominados quando seus isótopos mais abundantes são múltiplos íntegros da massa do núcleo do hélio (a partícula alfa). Os elementos alfa são Z ≤ 22: (C, N), O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca e Ti. Esses elementos são sintetizados pela captura alfa no processo de fusão nuclear do silício precursor das supernovas tipo II. O silício e o cálcio são elementos derivados puramente do processo alfa. O magnésio pode ser consumido por reações de captura protônica. Quanto ao oxigênio, alguns o consideram um elemento alfa, outros não. O oxigênio é sem dúvidas um elemento alfa em estrelas de População II de baixa metalicidade. Este elemento é produzido em supernovas do tipo II e seu aprimoramento é intimamente relacionado ao aprimoramento de outros elementos do processo alfa. Às vezes, C e N são considerados elementos do processo alfa, considerando que eles são sintetizados em reações nucleares de captura alfa.

A abundância de elementos alfa em estrelas é geralmente expressa de maneira logarítimica:

${\displaystyle [\alpha /Fe]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\alpha }}{N_{Fe}}}\right)_{Estrela}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\alpha }}{N_{Fe}}}\right)_{Sol}}}$,

X

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Em que ${\displaystyle N_{\alpha }}$ e ${\displaystyle N_{Fe}}$ representam o número atômico dos elementos alfa e Fe os átomos por volume unitário. Modelos teóricos de evolução galática preveem que nos primórdios do universo havia mais elementos alfa em relação a Fe. As supernovas do tipo II sintetizam principalmente oxigênio e elementos alfa (Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca e Ti) enquanto as supernovas tipo II produzem elementos do pico do ferro (V, Cr, Mn, Fe, Co e Ni).

A fusão nuclear do hélio é um dos processos de nucleossíntese que ocorrem nas estrelas. Quando o estoque de hidrogênio de uma estrela se esgota em termos práticos (quando este já foi consumido ao ponto de o restante não propiciar reações de fusão nuclear significativas) e o núcleo (caroço) de hélio estar formado, a produção de energia nuclear inicia um processo de diminuição. Sendo a temperatura necessária para se consumir em novas reações nucleares o He maior que a do H, temos como consequência que a estrela inicia seu colapso gravitacional, pelo menos até um próximos estágio (ver estrutura estelar).

A fusão do hélio-3 consigo mesmo e com hélio-4 ocorre durante a fusão de hidrogênio em estrelas da sequência principal (ver cadeia próton-próton), e não é ordinariamente tratada como a fusão do hélio.^[1]

Ao iniciar-se este colapso temporário, o núcleo de He tem elevada sua temperatura devido a pressão e atinge uma temperatura crítica (aproximadamente 10⁸ K), necessária para que os núcleos de He se fundam. Porém existe uma variável que tornará o processo diferente do anterior: a fusão nuclear de dois núcleos de ⁴He terá como resultado um núcleo resultante instável, o ⁸Be. Porém se a densidade de ⁴He for suficientemente alta (e o será devido ao colapso gravitacional), teremos a reação em equilíbrio:

⁴He + ⁴He ⇄ ⁸Be* Q = 0,095^[2]

X

FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE  INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI.E DE ESTADOS TRANSICIONAIS 

Onde o símbolo (*) indica que é um estado excitado do núcleo ⁸Be.

A conversão em ambos os sentidos da equação acima é muito rápida (a vida média do ⁸Be é de aproximadamente 1×10^-16 to 2.6×10^-16 segundos)^[1].

Se a temperatura do núcleo da estrela excede 100 milhões de kelvins (100 megakelvins), como pode ocorrer na última fase das gigantes vermelhas e supergigantes vermelhas, então um terceiro núcleo de hélio tem uma significativa chance de fundir-se com os núcleos de berílio-8 antes que rompa-se, então formando carbono-12. Dependendo da temperatura e densidade, um núcleo adicional de hélio pode fundir-se com carbono-12 formando oxigênio-16, e em muito altas temperaturas, adicionais fusões de hélio a oxigênio e núcleos mais pesados podem ocorrer (ver processo triplo-alfa).^[1]

Quando a concentração dos núcleos de ⁸Be passar a ser suficientemente alta (em termos estatísticos) poderemos passar a ter a seguinte nova reação de fusão:

⁸Be* + ⁴He → ¹²C* + γ + 7.367 MeV

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FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE  INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI.E DE ESTADOS TRANSICIONAIS 

Ver artigo principal: Processo triplo-alfa

Ao final deste conjunto de reações, teremos como balanço final que 3 núcleos de He serão convertidos em um núcleo de ¹²C. Devido a este fato (de ser um problema de três corpos), temos uma dependência muito significativa da temperatura. Isto significa que uma variação para valores menores na temperatura e/ou na densidade será suficiente para cessar a combustão nuclear dos núcleos de He. Por este motivo esta fusão só ocorre verdadeiramente no centro da estrela, em suas regiões de maior pressão e temperatura.

Em contrapartida, a energia irradiada aquece o envoltório deste núcleo, que são as camadas mais externas da estrela, que expandem-se, aumentando várias ordens de grandeza o raio da estrela. Como a luminosidade é proporcional ao inverso da área, teremos que a estrela tem sua temperatura superficial diminuida e o corpo celeste resultante é uma gigante vermelha, posicionada fora da sequência principal no diagrama HR. O processo da combustão do He dura aproximadamente 10⁵ anos.