O Telescópio Espacial Chandra da NASA: Observando o Universo em Raios-X

 Chandra é um telescópio espacial (figura 1) fabricado pela NASA, que foi lançado no dia 23 de julho de 1999, pelo vôo do ônibus espacial Columbia. Chandra é um dos quatros telescópios espaciais mais potentes da NASA, os outros são Compton, Spitzer e o mais conhecido Hubble (Cada um designado à medir diferentes partes do espectro eletromagnético). O telescópio Chandra recebeu esse nome em homenagem a um grande astrofísico Subrahmanyan Chandrasekhar, que ficou conhyecido por determinar o máximo de massa em anãs brancas.

O Chandra conta com 2 instrumentos responsáveis pelo plano focal. O Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) conta com 10 sensores CCD's que registram as imagens e espectros do corpo; e o HRC (câmera de alta resolução).


Uma vez que a maioria dos raios-x são absorvidos pela atmosfera terrestre e não detectáveis por telescópios em solo, se faz necessário um telescópio com este fim no espaço.

 figura 1: Crédito da imagm: harvad. edu


 Chandra usa quatro pares de espelhos chamados de HRMA (montagem de espelhos de alta resolução) que são postos juntos por uma estrutura. Esse sistema consegue capturar de 80 a 95% de toda a energia de raio-x focada em um círculo de 1 arcsegundo.

Recentemente em 2006 Chandra registrou raios-x, anéis e filamentos a volta de um buraco negro supermassivo que, sendo na Messier 87, implica a presença de ondas de pressão e ondas sonoras. Este fato pode mudar drasticamente o que já era determinado para a evolução da M87.

 Observações feitas no algomerado Bullet estabelece limites nas sessões já conhecidas de alto interação da matéria negra.

Inicialmente o telescópio espacial Chandra tinha uma expectativa de vida de 5 anos porém, em 4 de setembro de 2001 a NASA, baseada em sua ótima performace, estendeu seu tempo para 10 anos. Fisicamente Chandra poderia durar pelo menos 15 anos. Em junho de 2008 o observatório internacional de raio-x se juntou em um projeto entre a ESA, NASA e JAXA, que propôs o próximo telescópio de raio-x, porém já cancelado. Seu lançamento é esperado para 2020.




Referências:


http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/main/index.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Chandra_X-ray_Observatory
http://www.bbc.co.uk/science/space/universe/exploration/chandra_x-ray_observatory


Referências Profissionais:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=telescope+chandra%0D%0A&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

Gigante Vermelha

      Na etapa da vida de uma estrela quando acaba a fase proto-estrela, periodo após a nuvem de hidrogênio, o núcleo desta começa a ganhar temperatura e com isto fica transformando Hidrogênio em Hélio, após esse periodo pode-se classificar as estrelas, conforme sua massa, em três categorias distintas.

      As estrelas de massas de 0,5 M_solar até 10 M_solar se transformam em Gigante vermelha e no fim da sua etapa se transformam em uma Anã branca, já as estrelas de massa 10 M_solar até 25 M_solar também se transformam em Gigante vermelha, porém no final da sua etapa se transformam em uma Estrela de neutrons e as estrelas que têm massa acima de 0,25 M_solar passam por um outro processo que não têm a fase Gigante vermelha envolvida e se resultam em Buracos negros. Ver fig. 1

     Portanto, essas estrelas que apresentam a massa de 0,5 M_solar até 25 M_solar, após transformarem todo Hidrogênio, do seu núcleo, em Hélio entram em uma fase denominada Gigante vermelha. Nesta fase, sua atmosfera exterior é dilatada fazendo com que o seu raio aumente e sua temperatura seja relativamente pequena (abaixo de 500 K).

     Devido a sua dilatação, sua densidade fica muito baixa e então a sua fotoesfera não fica bem definida e assim é incorreto afirmar que uma Gigante Vermelha tenha um formato de esfera, pois o seu formato é indefinido. A Gigante vermelha tem uma aparência amarelada puxando para o laranja e as vezes até mesmo vermelha, dependendo da estrela .

       Nesta fase, a estrela consiste em ficar fundindo Hidrogênio em Hélio, na sua casca (camada média) enquanto seu núcleo fica inerte com Hélio. Após fundir toda sua casca em Hélio a estrela entra na fase chamada Supergigante vermelha.

      Estudos mostram que o Sol está incluso nas estrelas que se transformaram em gigante vermelha, porém isso ocorrerá só depois de mais 5 bilhões de anos. Ver fig. 2

     As estrelas gigantes vermelhas mais vísiveis no céu noturno são: a Aldebarã (Alpha Tauri), a Arcturo (Alpha Bootis) e a Gamma Crucis (Gacrux).

 Fig. 1 -   Estapas da vida de uma estrela. Créditos da figura: http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/evol.

Fig. 2 -  Estapas da vida do Sol. Créditos da figura: http://pt.wikipedia.org/wiki/Sol

Referências:

http://www.nasa.gov/

http://www.on.br/

http://pt.wikipedia.org/wiki/Gigante_vermelha

 Referências profissionais:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=white+dwarf&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

Acadêmica: Jessy Santos

O Telescópio SOFIA

         O projeto SOFIA (Observatório Estratosférico para Astronomia no Infravermelho) é o resultado de um programa cooperativo entre a NASA e o DLR (Centro Aeroespacial Alemão). O projeto consiste em adaptar um telescópio infravermelho com 2,7 metros de diâmetro dentro de uma aeronave boing 747SP (figura 1), com sistema altamente avançado especialmente desenhado para compensar a intensa vibração em vôo. O Boeing é capaz de levar o telescópio a uma altitude de aproximadamente 14 km, ficando este livre de 99% do vapor atmosférico que perturba observações no infravermelho feitas a partir do solo.

       O telescópio do projeto SOFIA (figura 1) conta com os seguintes instrumentos: Exes, Fifilis, Flitecam, Forcast, Great, Hawc, Hipo. Os detalhes de cada instrumento estão listados abaixo:

       Exes (Echelon-Cross-Echelle Spectrograph): trata-se de um espectrógrafo do tipo echelle com filtro que opera entre 4.5 e 28.3 microns e com resoluções R=105, 15000, ou 4000.

       Fifilis (Field Imaging Far Infrared Line Spectrometer): trata-se de um espectrômetro com filtro que permite sua operação entre 42 e 210 microns.

        Forcast (Faint Object Infred Camera for the SOFIA Telescope): trata-se de uma câmera que opera no meio da banda infravermelha entre 5-40 microns.

      Great (German Receiver for Astronomy at Teraherz Frequencies) Trata-se de um espectrômetro que opera entre 60-200 microns.

       Hawc (High-resolution Airborne Wideband Camera): trata-se de uma câmera bolométrica que opera no infravermelho distante entre 50-240 microns.

     Hipo (High Speed Imaging Photometer for Occultation): trata-se de um Fotômetro de alta velocidade com filtro que o permite operar entre 0.3 e 1.1 micron

    Todos estes diferentes instrumentos podem ser utilizados para se estudar a emissão no infravermelho de diferentes maneiras, longe dos efeitos atmosféricos.

       Diferente do telescópio Hubble que está em órbita desde 1990, o SOFIA volta para casa depois de cada uma das missões. Dessa maneira, eventuais problemas podem ser resolvidos no retorno, melhorando progressivamente a tecnologia e adicionando novos equipamentos. Com isto, o custo final é muito mais baixo do que o de um observatório em órbita. A principal vantagem do telescópio é que ele pode ser deslocado para qualquer lugar desejado, a bordo do Boeing.

       O telescópio Sofia foi o primeiro a obter informações detalhadas de Júpter, como disse o cientísta principal do projeto SOFIA, Eric Becklin: “Ficamos muito felizes quando gravamos imagens de Júpiter em comprimentos de onda não observáveis em laboratórios terrestres ou telescópios espaciais atuais”. Esse cientísta é conhecido internacionalmente por sua pesquisa na astronomia infravermelha.

       Só para citar outra conquista recente do telescópio Sofia, no dia 23 de junho de 2011, o telescópio observou o planeta anão Plutão enquanto passava, frente a uma estrela distante, um fenômeno conhecido como ocultação. O fato foi observado usandoa a câmera Fast Diagnostic (FDC) em paralelo com o instrumento HIPO, como um medidor de luz e comprimento de onda.

    A imagem em mosaico do infravermelho médio do telescópio SOFIA (Figura 2), oferece informações inéditas sobre os processos de formação de estrelas em torno da nebulosa Messier 42 localizada na constelação de Órion. Os dados da imagem foram adquiridos utilizando uma câmera de infravermelho e ainda o instrumento FORCAST.

     Como disse o cientísta do projeto SOFIA Eric Becklin, os resultados obtidos pelo telescópio SOFIA sobre o planeta Júpter foram relativamente melhores dos que conheciamos atualmente. Além disso, podemos afirmar que o telescópio SOFIA obterá dados mais precisos, pois utiliza resultados no infravermelho próximo e distante, diferentemente de telescópios terrestres. Como estrelas jovens emitem mais luz infravermelha que as estrelas mais antigas, o telescópio SOFIA terá uma aplicação especial na busca por berçários estelares.

Figura 1: O Boeing do projeto SOFIA com o telescópio adaptado.

Figura 2: Mosaico de imagens da Nebulosa de Órion, mostrando diferentes informações em diferentes comprimentos de onda, obtidas com os telescópios HST, ESO e SOFIA.

Referências:

http://www.nasa.gov/mission_pages/SOFIA/index.html
http://www.sofia.usra.edu/
http://cavok.com.br/blog/?p=2818
http://www.ufotvonline.com.br/arquivo-noticias/6-ciencia/156-novo-telescopico-sofia-da-nasa.html
http://gaea-stella.blogspot.com/2011_01_01_archive.html
http://cienciadiaria.com.br/2010/05/31/observatorio-sofia-capta-suas-primeiras-imagens-de-jupiter-em-pleno-voo/
http://en.wikipedia.org/wiki/Eric_Becklin

Referências profissionais:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=SOFIA&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

ALMA (Atacama Large Millimeter Array)

O projeto ALMA (Atacama Large Millimeter Array) é uma revolução em sentido de designin, científico e de engenharia que contou com um grande esforço de todo o mundo. Atualmente me construção no arfrio e seco do deserto ao norte do Chile, a uma altitude de 5 mil metros acima do nível do mar. O ALMA é o maior projeto astronômico existente, um telescópio revolucionário, composto por uma rede 66 antenas gigantes, entre 7 e 12 metros de diâmetro trabalhando juntas em comprimentos de onde milimétricos e possivelmente submilimétricos no futuro. O super telescópio é resultado de uma parceria entre a Europa, a América do Norte e o Leste Asiático, em cooperação com a República do Chile.

Graças a sua sensibilidade e alta resolução, ALMA abrirá uma janela totalmente nova para como vemos o universo, permitindo cientistas desvendarem os mistérios astronomicos mais antigos e importantes, em busca de nossas origens astronomicas.

ALMA é um grande exemplo de colaboração a nível mundial, envolvendo contribuintes dos quatro continentes. Ao trabalhar em conjunto, os engenheiros e cientistas de todo o mundo enfrentam desafios sem precedentes em busca da expansão de nosso conhecimento.

Suas observações permitirão o estudo das origens e da formação das estrelas, galáxias e planetas, com a observação e identificação de moléculas e poeira interestelar, além de galáxias situadas na borda do Universo observável.

Referencias:

http://www.eso.org/sci/facilities/alma/

Observatório Galex

O observatório espacial Galex (Galaxy Evolution explorer) (ver imagem 1), lançado em 28 de abril de 2003, possue um telescópio refletor de 50 centímetros de diâmetro e dois detectores que cobrem os intervalos do ultravioleta, ele surgiu  para complementar as pesquizas realizadas pelo telescópio espacial Huble e encontra-se em uma distância de 697 km da terra, com uma orbita aparentemente circular.

A missão desse observatório foi verificar as galáxias que estão ativamente criando novas estrelas e ele tem como objetivos determinar as distâncias em relação da terra e verificar a taxa de formação estrelar de cada uma dessas galáxias. Com os dados  recebidos desse observatório pode-se analizar e estudar por volta de 10 bilhões de anos de história dessas galáxias. 

            Esse observatório trouxe como benefícios a facilitação dos estudos avançados na astronomia, pois graças as imagens feitas desse observatório os astrofísicos conseguiram fazer o maior mapa tri-dimensional do universo  e assim conseguiram notar a existência de cerca de três quartos do céu que não se tinha estudado ainda.

Umas das descobertas do Galex foi o rastro enorme, aparentemente 20 mil vezes a distância média que separa Plutão do Sol, da estrela Mira, pertencente a constelação de Cetus, que é parecido com a cauda de um cometa, não se sabe a resposta verdadeira do por quê essa estrela deixa um rastro.

A primeira observação do Galex, foi dedicado as pessoas que trabalham no Space Shuttle Columbian, teve imagens feitas da constelação de Hércules, esta região foi escolhida por estar diretamente em cima do ônibus espacial no momento do seu último contato com o centro de controle de missão da NASA.

         Conclui-se que o observatório espacial Galex trouxe vários avanços para o estudo da astronomia em geral com a sua tecnologia de captar imagens em ultra-violeta.

Imagem 1: Observatório Galex em órbita da terra.

Referências: http://www.galex.caltech.edu/newsroom/glx2010-01s.html; http://www.galex.caltech.edu/newsroom/glx2009-04r.html

Referências profissionais: http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=galex&txt_logic=OR&text=galex&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

Acadêmica: Jessy Santos

Linhas de Emissão de Balmer no Óptico

No início do século XX os alemães Robert Wilhelm Bunsen e Gustav Kirchhoff trabalharam em problemas relacionados à estrutura atômica dos elementos químicos. Para estudar a estrutura atômica eles fizeram estuos da radiação emitida pela matéria sólida ou gasosa com o uso de um aparelho chamado espectrógrafo. Através destes estudos estes e outros cientistas começaram a estudar a luz emitida e absorvida pelos diversos elementos químicos e inauguraram uma área chamda espectroscopia.

Um pouco antes disto, em 1666, Newton descobriu o que seria o início da espectroscopia. Os feixes de luz de diferentes cores são refratados (desviados) para diferentes ângulos quando incidem em um prisma. A configuração que se tem ao projetar raios luminosos provenientes no prisma chama-se espectro.

Em 1885, um professor de matemática e latim, Johann Jakob Balmer, dedicou sua vida a expressar relações de harmonia numericamente, onde se baseava nas medidas de Angstrom para os comprimentos de apenas quatro linhas espectrais. Balmer escreveu o termo geral de uma série matemática, que reproduz os comprimentos de onda de cada raio observado do espectro.

As linhas de Balmer correspondem a um conjunto de transições eletrônicas num átomo de hidrogênio de estados exitados para o nível n=2 responsáveis pela emissão de radiação na zona do visível e do ultravioleta próximo. Na época, o modo como Balmer se referiu aos seus estudos sobre o espectro do hidrogênio poderiam ser considerado algo profético, pois a compreensão do átomo de hidrogênio teve muita importância para o desenvolvimento da Física Quântica. Balmer escreveu uma fórmula em termos do inverso do comprimento da onda, chamado número de onda (k).

As principais linhas de Balmer estão listadass na tabela abaixo. São também mostradas algumas linhas de Lyman para comparação. 

Lyα 1216 Å	Lyβ 1026 Å	Lyγ 973 Å	Ly∞912 Å	Hα 6563 Å
Hβ 4861 Å	Hγ 4340 Å	Hδ 4102 Å	H7 3970 Å	H8 3889 Å
H9 3835 Å	H10 3798 Å	H11 3771 Å	H12 3750 Å	H∞ 3646 Å

Tabela 1: Principais Linhas da Série de Balmer e algumas linhas da série de Lyman.

Mesmo com a generalização, a fórmula de Balmer ainda era empírica, pois não era explicada nem pela Mecânica Clássica nem pelo Eletromagnetismo. Porém em 1913 Niels Bohr fez a primeira explicação compatível com os dados de Balmer.

As linhas de Balmer estão presentes em estrelas e galáxias tanto na forma de linhas de absorção como na forma de linhas de emissão. O processo de formação destas linhas é diferente embora o processo físico seja semelhante.

Em estrelas, as linhas aparecem principalmente em absorção devido à presença da atmosfera estelar que absorve fótons provenientes dos seus núcleos. Grande parte das linhas de absorção observadas sâo devidas aos átomos de Hidrogênio que são muito abundantes na atmosfera de estrelas. Os fótons ao encontrarem elétrons ligado ao átomo de hidrogênio fazem estes elétrons ganharem  energia. Estes saltam para camadas superiores de maior energia, mais ainda permanecem ligado ao hidrogênio. Neste processo, a luz ou fótons de comprimentos de onda bem específicos "somem" dos espectros e aparecem na forma de linhas de absorção.

Em galáxias os fótons provenientes do núcleo das estrelas e que "sobreviveram" à viagem atrav[es da atmosfera de estrelas, conseguem escapar para o meio interestelar. Entretanto, as estrelas, estão, muitas vezes, imersas nas nuvens de gás que as originaram. Assim, estes fótons que escapam das estrelas estáo agora sujeitos a colidir com o gás que permeia o meio interestelar. Este gás é rico em hidrogênio e pode absorver parte destes fótons livres. Quando isso ocorre, estados excitados do átomo de hidrogênio podem ser acessados. Entretanto estes estados sáo meta estáveis e duram muito pouco tempo, de forma que os elétrons retornan às suas camadas de origem. Neste processso, chamado decaimento, o átomo de hidrogênio acaba liberando energia na forma de um fóton de luz.  Quando o decaimento ocorre de um n[ivel qualquer (ligado) para o primeiro estado excitado (nível 2), este decaimento ou linha de emissão formada recebe o nome de linha de Balmer, cujas principais transições estão na tabela acima.

Referências:

CARUSO, F. & OGURI, V., Física Moderna: Origens Clássicas e Fundamentos Quânticos. Ed CAMPUS, 2° Tiragem, 2006.
http://www.on.br/site_edu_dist_2011/pdf/modulo2/os_espectros_estelares.pdf
http://astro.if.ufrgs.br/rad/espec/espec.htm

                                  Figura 1: Espectros estelares: classificação espectral

Nucleossíntese

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       O núcleo de uma estrela é o local onde tem maior potencial para transformar elementos químicos. Nesse local, ocorrem os nucleossínteses que é o termo utilizado para as transformações de elementos químicos em qualquer outro mais pesado que o hidrogênio. Dois dos mais importantes ciclos de fusão da estrela é o ciclo CNO e o ciclo próton-próton, que são os ciclos que transformam hidrogênio em hélio.

        A astronomia entende que o ciclo próton-próton ocorre quando as colisões no núcleo têm uma temperatura e uma energia cinética suficiente para vencer a força eletromagnética do núcleo do hidrogênio, vencendo esta força o núcleo se rompe e assim os hidrogênios fundem transformando-se em hélio, neutrino, pósitron e energia. (ver figura 1)
         
         A energia liberada (γ) em forma de raios gama irá interagir com os elétrons e prótons aquecendo o interior da estrela onde acorrem essas fusões.

         Já o ciclo CNO tem uma ordem diferente para as reações e utilizam catalisadores que são o carbono, o oxigênio e o nitrogênio. A fusão do hidrogênio realizada por esse ciclo também resulta em hélio, neutrino, pósitron e energia. O catalisador é uma substância ou um elemento que apenas acelera o processo de reação e não faz parte da reação.(ver figura 2)

        Em suma, nucleossíntese serve para transformar elementos químicos em qualquer outro elemento químico que não seja hidrogênio.  Dentro dessa síntese de elementos existe uma ênfase na transformação do hidrogênio em hélio que se subdivide em dois ciclos o de próton-próton e o ciclo CNO.

Figura 1: Ilustração do ciclo próton-próton. Créditos da imagem: http://en.wikipedia.org/wiki/File:FusionintheSun.svg

Figura 2: Ilustração do ciclo CNO. Créditos da imagem: http://en.wikipedia.org/wiki/File:CNO_Cycle.svg


Referências: 
http://pt.wikipedia.org/wiki/Nucleoss%C3%ADntese_estelar
http://fma.if.usp.br/convite/ConvitesHTML/todososconvites/2008-05-21.html
omnis.if.ufrj.br/~barreto/bernardo.doc

Referências profissionais: http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=nucleossintese&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

Acadêmica: Jessy Santos