Unidade 1
1. Arquitectura do Universo
1.2 Origem dos elementos químicos
10º Ano Física e Química A
Adaptado de Florbela Rêgo
Física e Química A 10º ano
Nebulosas Difusas
“Maternidade de estrelas”
Nuvens gigantescas e escuras
de poeiras e gases.
Essencialmente constituídas
por hidrogénio
Nascimento das EstrelasSabe-se hoje que as estrelas têm origem nas nebulosas.
As nebulosas são nuvens de gases constituídas
essencialmente por H, podendo existir uma quantidade
variável de outros elementos que foram sintetizados em
estrelas de gerações anteriores e que, na fase final da sua
vida, explodiram e libertaram para o espaço parte da sua
matéria.
Nebulosa Cabeça de Cavalo Nebulosa Cone
e aquecimento
Devido à acção da força gravitacional, um número considerável de
átomos das nebulosas pode aproximar-se, criando uma gigantesca bolsa
de gás – a protoestrela.
À medida que a matéria dessa protoestrela se contrai por acção da
gravidade, a energia cinética entre os átomos aumenta, o que provoca o
seu aquecimento. Quando a temperatura, no seu interior, se aproxima dos
10 milhões de graus Kelvin, iniciam-se as reacções nucleares de fusão do
hidrogénio – nasce a estrela.
Nebulosa Protoestrela Estrela
Nebulosa em
contracção por acção
da força gravitacional
Compressão
e aquecimento
A nebulosa comprime-se e
aquece cada vez mais,
tornando-se mais densa
Devido ao extremo
aquecimento iniciam-se as
reacções de fusão: nasce
a estrela
Compressão
Protões e neutrões ligam entre si
para formar os primeiros núcleos
de átomos.
Os electrões livres ligam-se aos
núcleos, formando os primeiros
átomos: hidrogénio-1; deutério,
hélio-3 e lítio-7.
A radiação deixou de ser absorvida pelas
partículas existentes, começou a propagar-se
pelo Universo, “enfraquecendo” devido à
expansão - radiação cósmica de micro ondas.
Energia
Zona mais densa
Contracção (por acção da gravidade)
Aumento de temperatura
Início das reacções
nuclearesHidrogénio Hélio
Luz e calor
Organização no Universo Superenxames – conjunto de enxames de
galáxias.
Enxame de Galáxias – conjunto de galáxiaspróximas.
Galáxia – conjunto de estrelas, nebulosas, planetas ...
Sistema Solar – Conjunto de planetas e outroscorpos celestes que orbitam em torno de umaestrela.
Nebulosas – enormes conjuntos de gases e poeiras cósmicas.
Buraco negro – enorme quantidade de massa.
Tamanho Cor Temperatura Brilho
Menor que o Sol
Laranja/ avermelhado
+ *
Semelhante ao Sol
Amarelo ++ **
Maior que o Sol
Branco azulado +++ ***
Brilho de estrelas
Todos os elementos químicos existentes no Universo formaram-se através de reacções
nucleares.
As estrelas podem experimentar evoluçõesdiferentes em função da sua massa inicial.
Diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R)A maior parte das estrelas encontra-se nasequência principal porque passam amaior parte das suas vidas, “a queimar” ohidrogénio e o hélio através de reacçõesnucleares de fusão.
Reacções Químicas: os núcleos dos átomos nãosão alterados. Os elementos químicos do sistemareaccional mantêm-se, havendo apenas umaalteração das unidades estruturais do sistemareaccional.
Reacções Nucleares: os núcleos dos átomos sãoalterados havendo transformação de unselementos noutros diferentes.
PARTÍCULASTAMANHO DAS
PARTÍCULAS
ENERGIA POR
kg
Reacções
Químicas
Átomos,
moléculas,
iões, electrões
0,1 (átomos)
1nm (moléculas)10 MJ
Reacções
nucleares
Núcleos,
protões,
neutrões
1 fm (núcleos)
0,1 fm (protões,
neutrões)
10 TJ
1fm = 10-15 m; 1nm =10-9 m; 1MJ = 1x106 J; 1TJ = 1x1012 J
Partícula Símbolo Notação
Protão p ou
Neutrão n
Electrão e-ou β
-
Positrão e+
ou β+
Neutrino 00
010
1 oue
010
1 oue
n1
0
p1
1 H1
1
Nuclídeo - átomo caracterizado pelo seu número de protõese neutrões.Isótopos - átomos com igual número de protões mas comdiferente número neutrões.
É a antipartícula do electrão – mesma massa, carga contrária.
A escrita das equações correspondentes às reacções
nucleares deve mostrar a observância das seguintes leis:
Lei da conservação do número de nucleões – a soma dosnúmeros de massa deve ser igual nos dois membros daequação.
Conservação da carga total – a soma dos números atómicosdeve ser igual nos dois membros da equação.
A energia posta em jogo é milhões de vezes superior à que
é posta em jogo nas reacções químicas vulgares.
A formação dos núcleos atómicos no Universo primitivo foi
resultado de reacções nucleares. As reacções nucleares
mais importantes no Big Bang foram as que se descreve a
seguir.
Hpn 2
1
Deutério
Radiação
Fusão Nuclear
Consiste na junção de dois núcleos pequenos com
a obtenção de um núcleo maior, de maior massa
que o conjunto dos núcleos iniciais.
Existe libertação colossal de energia.
Exemplo:
EnergiaeHeH
0
1
4
2
1
1 24
HepH
HnH
3
2
3
1
2
1
nHeHH
pHHH
3
2
2
1
2
1
1
3
2
1
2
1
O deutério juntou-se a um neutrão
ou a um protão para dar,
respectivamente, trítio (isótopo do
hidrogénio) e hélio (isótopo mais
leve e menos comum do hélio).
O deutério juntou-se também a
outros núcleos de deutério para dar
o trítio e hélio-3 (libertando um
protão e um neutrão.
HenHe
HepH
4
2
4
2
3
1
BeHeHe
LiHHe
7
4
3
2
7
3
3
1
4
2
O trítio e o hélio capturaram um
protão ou um neutrão, dando hélio-4.
O hélio-4, colidindo com o trítio ou com
o hélio-3, originou lítio e berílio-7.
Fusão Nuclear
Consiste na junção de dois núcleos pequenos com a
obtenção de um núcleo maior, de menor massa que o
conjunto dos núcleos iniciais.
Existe libertação colossal de energia.
Ex:
Fissão Nuclear
Um núcleo grande, instável, divide-se (cinde-se) em dois
núcleos mais pequenos e mais estáveis, com apreciável
diminuição de massa e grande libertação de energia .
Ex: EnergianXeSrnU 1
0
143
54
90
38
1
0
235
92 3
EnergiaeHeH
0
1
4
2
1
1 24
A seguir ao Big Bang, formaram-se
por todo o universo deutério, trítio,
hélio-3, hélio-4, lítio-7 e berílio-7.
Todos os outros elementos que
conhecemos foram formados nas
estrelas ou em explosões de
estrelas .
Evolução e Morte das Estrelas:
o nascimento de outros corpos celestes
A duração da vida de uma estrela, assim como a forma como irá terminar a sua
vida, dependem da sua massa inicial.
Sendo o hidrogénio o combustível das estrelas, é de prever que quanto maior for a
sua massa, menor será o tempo de vida da estrela.
Estrelas maiores queimam mais rapidamente o seu combustível para produzir a
energia necessária para equilibrar a contracção gravitacional e, portanto, a sua
temperatura é mais elevada.
Têm um tempo de vida mais curto, mas brilham muito mais intensamente do que
uma estrela de menor massa.
Anã Branca: o fim de uma estrela de massa
aproximadamente igual à
massa solar
Fase principal da
vida de uma estrela:
equilíbrio entre as
forças de pressão e a
força gravitacional.
Esgota-se o
hidrogénio
As forças de pressão que
contrariam a força
gravitacional enfraquecem e
a estrela volta a contrair-se e
a aquecer.
Temperatura é suficiente para, no
núcleo: e na
camada que envolve o núcleo:
4 12
2 63 He C Energia
A energia proveniente destas fusões
provoca a expansão da camada exterior da
estrela e a, consequente, diminuição da
sua temperatura. A estrela assume
proporções enormíssimas e um aspecto
avermelhado – a estrela transforma-se
numa gigante vermelha.
1 4 0
1 2 14 2H He e Energia
Após se finalizarem as reacções de
transformação de hélio em carbono
A estrela torna-se muito instável, libertando um gás
para as camadas exteriores e para o espaço
formando nuvens de gás ionizado – as nebulosas
planetárias. O núcleo da estrela contrai-se,
resultando numa estrela de carbono puro, muito
quente e densa, cujo diâmetro se aproxima do
diâmetro terrestre – uma anã branca.
Após ter chegado a esta fase, e uma vez esgotado o seu combustível,
uma anã branca irá transformar-se numa esfera fria, sem brilho e de
densidade extraordinariamente elevada (a massa de um centímetro cúbico
de matéria de uma anã branca atinge algumas toneladas).
Nebulosa do Anel Nebulosa do Anel do Sul
Anã Branca o fim de uma estrela de massa aproximadamente
igual à massa do Sol
As reacções nucleares, sempre acompanhadas de uma nova libertação
de energia. Assim, ocorre a expansão das camadas exteriores – a
estrela transforma-se numa supergigante vermelha.
Estrela de Neutrões ou Pulsar
Fase inicial idêntica à evolução de uma estrela tipo Sol – até à fase de gigante vermelha.
Quanto o hélio se esgota
no núcleo da estrela
A temperatura atingida é suficiente para:
e, sucessivamente, vão-se formando novos
núcleos pesados como o néon, magnésio,
silício, árgon, cálcio, até ao ferro.
12 4 16
6 2 8C H O Energia
A energia libertada no núcleo
aquece as camadas exteriores
Quando a energia libertada não é suficiente
para continuar as reacções nucleares
Devido a acção da força gravitacional, ocorre o colapso violento da matéria para o centro
da estrela, o que provoca a sua explosão – a estrela em explosão é uma supernova.
A matéria próxima do
núcleo cai para o centro
Ocorre a produção de neutrões As forças de pressão dos neutrões equilibram a força
gravitacional e o que resta do núcleo da estrela transforma-se numa esfera de densidade de
centenas de milhões de toneladas por cm3 – forma-se uma estrela de neutrões.
O fim de uma estrela de massa aproximadamente 10vezes superior à massa do Sol
Estrela de Neutrões ou Pulsar: o fim de uma
estrela de massa aproximadamente 8 vezes
superior à massa solar
Nebulosa do Caranguejo. Vestígios
de uma supernova observada pelos
chineses em 1054 e que se encontra
a uma distância de 6000 anos-luz.
Buraco Negro
A estrela passa pelas fases de supergigante vermelha e de supernova.
Devido à sua elevada massa, a força gravitacional continua a comprimir cada vez
mais o núcleo estelar, pelo que a sua densidade aumenta.
Enquanto decorre o colapso da estrela a força gravitacional
é tão elevada que nenhuma força interior a consegue compensar.
No lugar da estrela fica uma região escura que não
emite qualquer radiação e que captura toda a
radiação, proveniente de outras fontes, que lhe
passam próximo – formou-se um buraco negro.Ilustração de um buraco negro a
devorar a sua estrela vizinha
o fim de uma estrela de massa aproximadamente28 vezes superior à massa solar
M 28MSol
ResumindoM MSol
M 8 MSol
Supergigante Vermelha
Supergigante Vermelha
Supernova
Supernova
Gigante Vermelha
Estrela de
Neutrões
ou Pulsar
Buraco
Negro
Nebulosa Planetária, cujo
centro é uma Anã Branca
Nebulosa
Nucleossíntese Interestrelar
Nucleossíntese
Primordial
Formação dos
primeiros
átomos
Formação das estrelas
nuclossíntese estrelar
do hidrogénio ao ferro
Morte das
estrelas: génese
dos elementos de
número atómico
superior ao do
ferro até ao
urânio
Nucleossíntese
interestelar:
lítio, berílio,
boro
H →He
Fase principal na vida
da estrela
H →He
He→C,O
Gigante vermelha
H →He
He→C,O
……….Fe
Supergigante vermelha
Nucleossíntese Interestrelar
Este processo de génese dos elementos químicos chama-se
nucleossíntese no meio interestrelar. Os elementos que formam
o nosso corpo, como o cálcio dos ossos, o ferro do sangue e
todos os outros elementos, foram gerados no interior das
estrelas, na matéria que as formou que delas resultou.
Somos feitos de matéria cósmica; “somos poeira de estrelas”.
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