Nucleossntese primordial Formao dos primeiros elementos: Hidrognio (H) e Hlio (He)

t = 10 -5 s T = 1013 K

Formao do caldo (radiao, eletres,

quarks, glues)

t = 10 -4 s T = 1012 K

Formao dos nuclees (protes

e neutres)

Big Bang

t = 3 min T = 108 K Incio da

nucleossntese primordial

t = 300 000 anos T = 3000 K

Gnese dos primeiros tomos

A radiao comea a propagar-se no Universo,

chegando-nos hoje sob a forma de radiao csmica de micro-ondas.

Em primeiro lugar, um neutro (n) e um proto (p) juntaram-se para originar o ncleo de deutrio ( , istopo de hidrognio), libertando radiao gama (). H21

Hpn 211

1

1

0

:gama radiao

p:proto

n:neutro

1

1

1

0

Depois, ao ncleo de deutrio juntou-se um neutro ou um proto para dar, respetivamenteos ncleos de , trtio ( , outro istopo de hidrognio, mais pesado do que o deutrio) ou hlio-3 ( , o istopo mais leve e menos comum do hlio), libertando-se radiao gama.

H31He32

HepH

HnH

3

2

1

1

2

1

3

1

1

0

2

1

Nucleossntese primordial Formao dos primeiros elementos

O deutrio juntou-se tambm a outros ncleos de deutrio para dar trtio e hlio-3 (libertando um proto e um neutro, respectivamente):

Nucleossntese primordial

O trtio e o hlio capturaram um proto ou um neutro, dando hlio-4 ( , o istopo pesado e mais comum do hlio):

Finalmente o hlio-4, colidindo com trtio ou com hlio-3, originou ltio-7 ( ) ou berlio-7 ( ):

Portanto, a seguir ao Big Bang, formaram-se por todo o Universo deutrio, trtio, hlio-3, hlio-4, ltio-7 e berlio-7. Todos os outros elementos que conhecemos tiveram de ser formados nas estrelas.

nHeHH

pHHH

1

0

3

2

2

1

2

1

1

1

3

1

2

1

2

1

HenHe

HepH

4

2

1

0

3

2

4

2

1

1

3

1

BeHeHe

LiHHe

7

4

3

2

4

2

7

3

3

1

4

2

He42

Li73

Be74

Nucleossntese estelar

Durante o seu tempo de vida, uma estrela evolui de forma diferente em funo da sua massa.

Quando o Universo tinha cerca de dois milhes de anos, e uma temperatura entre 6 e 14 K, comeou a gnese das primeiras estrelas e das primeiras galxias.

medida que o Universo se foi expandindo e arrefecendo, os tomos formados pela nucleossntese primordial aglutinaram-se em nuvens de gs.

Nucleossntese estelar Quando os ncleos dos tomos de uma poeira espacial se aproximam demasiado, iniciam-se reaes nucleares de fuso. As reaes nucleares mais abundantes nas estrelas so um pouco diferentes das que ocorrem depois do Big Bang. Em primeiro lugar, dois protes originam deutrio, libertando um positro, ou antieletro, (partcula em tudo igual ao eletro, exceto na carga eltrica, que positiva, e no negativa), e neutrinos.

:neutrino

eou e:positro

oue:electro

0

1

0

1

e

eHp2 012

1

1

1

Depois acontece uma reao de produo de hlio-3, que tambm ocorreu no Big Bang.

HepH 322

1

Seguidamente ocorre uma reao de unio de dois ncleos de hlio-3:

p2HeHeHe 423

2

3

2

2e2He4p 42

No total (ciclo do hidrognio), quatro protes do origem a um ncleo de hlio-4, dois positres e dois neutrinos e radiao gama:

Nucleossntese estelar

Massa das estrelas

Evoluo Elementos

qumicos formados

Mdia (prxima da

do Sol)

Quando todo o hidrognio no seu ncleo se esgota estas estrelas evoluem para a fase de gigantes vermelhas. Nessa fase comeam a ocorrer reaes nucleares em que o hlio ento formado se transforma em berlio, em carbono e em oxignio.

Berlio (Be) Carbono (C) Oxignio (O)

Nucleossntese estelar

OHeC 1684

2

12

6

BeHeHe 743

2

4

2

BHBe 851

1

7

4

BeB 848

5

CHeBe 1264

2

7

4

Massa das estrelas

Evoluo Elementos

qumicos formados

Elevada (superior

do Sol)

As elevadas temperaturas permitem que, mesmo quando todo o hidrognio se esgota, as reaes nucleares continuem. Formam-se, assim, o non, o magnsio, o silcio, o enxofre e o ferro.

Non (Ne) Magnsio (Mg)

Silcio (Si) Enxofre (S) Ferro (Fe).

Nucleossntese estelar

MgHeNe

NeHeO

OHeC

24

12

4

2

20

10

20

10

4

2

16

8

16

8

4

2

12

6

Figura14 pgina 41

Algumas das reaes

As reaes no ncleo das estrelas acabam aqui. A formao dos elementos com nmero atmico superior ao do ferro (Z = 26) pode ser obtida de duas formas: nas camadas exteriores das estrelas supergigantes ou na exploso de uma supernova.

Nucleossntese estelar

Abundncia relativa dos elementos

curioso verificar que, hoje em dia, segundo os astrnomos apenas 4,6 % de tudo o que existe no Universo so tomos.

Abundncia relativa dos elementos qumicos na Terra.

Abundncia relativa dos elementos

Abundncia relativa dos elementos qumicos no corpo humano.

Abundncia relativa dos elementos no Universo.

Hlio (35,6 %)

Hidrognio (60,3 %)

Outros (1,1 %)

Carbono (0,5 %)

Non (0,6 %)

Oxignio (1,0 %)