• Nucleossíntese primordial

• Nucleossíntese estelar.

• Nucleossíntese interestelar.

• Abundância relativa dos elementos no Universo.

A origem dos elementos químicos

A origem do Universo

No Universo existiam apenas fotões e

partículas subatómicas: eletrões e

positrões, os quarks e os antiquarks.

Explosão

Arrefecimento

Cerca de 3 minutos depois do BigBang, o Universo já se

encontrava suficientemente frio (T = 3x108 k).

Interação entre os protões e os neutrões, dando origem aosprimeiros núcleos leves – Nucleossíntese primordial.

Pe

rmit

e

He4

2

H2

1

He3

2

Hélio-3 Hélio-4

Li7

3

Lítio-7

Após a Nucleossíntese primordial, a expansão e oarrefecimento do Universo continuaram.

300 mil anos depois do Big Bang é que a temperatura baixoupara 3000 K, permitindo que os núcleos atómicoscapturassem eletrões, formando-se assim, os primeirosátomos estáveis.

Pressão gravitacional

Existindo massa, existe atração gravitacional

Nuvem de Gás

Proto-estrela

ESTRELA

Início das reações deFusão Nuclear

Nasceu uma nova estrela !

FotosferaCoração da

estrela

Fusão do hidrogénio com produção de hélio

EnergiaeHeH

0

1

4

2

1

1 24

Coração da estrela

A energia libertada (6,43x1011 J por grama de hélio), propaga-se

até à zona exterior.

A estrela começa a brilhar

As quantidades de energia libertadas intensificam a agitaçãodas partículas, originado forças de pressão que tendem aexpandir a matéria estelar, contrariando a força gravítica, quetende a comprimi-la.

Fase principal da vida da estrela

A sua duração depende da massa inicial.

As estrelas mais espessas queimam mais rapidamente o hidrogénio, isto é, duram menos, mas brilham mais.

EnergiaeHeH

0

1

4

2

1

1 24

Quando todo o hidrogénio de transforma em hélio, o coração daestrela contrai-se. O coração da estrela reaquece, a temperaturaaumenta permitindo novas reações nucleares.

O hélio transforma-se em carbono

EnergiaCHe 12

6

4

23

Estrela gigante vermelha

A energia libertada na fusão do hélio propaga-se à volta do núcleo,aumentando a sua temperatura, levando à fusão do hidrogénio aíexistente em hélio.

A temperatura da parte superficial da estrela diminui, ficando comuma aspeto avermelhado.

Fase da estrela gigante vermelha

No núcleo da estrela ocorre a fusão do hélio em carbono e oxigénio

Na camada fina que envolve o núcleo continua a ocorrer a fusão

do hidrogénio em hélio

A camada exterior

expande-se, ganhando

cor vermelha

Se:Mestrelas ≤ 8 x MSol (M0)

Nebulosas planetárias Anã Branca

Esquema de formação da Nebulosa planetária

Resíduo estelar central – Anã Branca

Frente de choque

Invólucro exterior em expansão

Vento rápido de matéria e energia, ejetado do interior

da estrela

Se: Mestrelas > 8 x MSol (M0)

A força gravitacional é bastante superior, podendo sustentar a formação de

outras reações que a partir do carbono e hélio levam à formação de elementos

mais pesados, como o oxigénio, o néon, o magnésio, silício, o enxofre, etc.

EnergiaOHeC 16

8

4

2

12

6

EnergiaNeHeO 20

10

4

2

16

8

pPOO 31

15

16

8

16

8

EnergiaMgHeNe 24

12

4

2

20

10

Fase da supergigante vermelha

Nova contração do núcleo da estrela.

Fusão do silício e do enxofre em ferro.

Supergigante vermelha

Reações nucleares nas camadas exteriores.

Expansão das camadas exteriores devido à energia

propagada do interior

Fase da SupernovaParagem das reações nucleares

Energia libertada no núcleo não é

suficiente para provocar a fusão do ferro

Colapso rápido do núcleo de ferro da

estrela, devido à gravidade

Libertação de gigantescas quantidades de energia, que aquecem brutalmente

as camadas exteriores, aquecendo-as e empurrando-as para o espaço, a

velocidade elevada (supernova)

Novas reações nucleares, no envelope gasoso, em expansão, onde se

produzem os elementos mais pesados, do ferro ao urânio

FenFe 60

26

59

26

FenFe 61

26

60

26

EnergiaeCoFe 61

27

61

26

EnergiaeNiCo 61

28

61

27

Compressão cada vez maior do resíduo estelar, o que leva à

desagregação dos núcleos, por colisão

Transformação dos protões em neutrões, dando origem a

uma estrela de neutrões ou Pulsar

Se: Mestrela ≤ 25 M0

Equilíbrio entre as forças

de pressão dos neutrões e a

força da gravidade

O resíduo estelar torna-se ainda mais denso que a estrela de neutrões

A força da gravidade é tão elevada que nenhuma força interior

consegue compensar

Se: Mestrela > 25 M0

Nada escapa, nem mesmo

a luz – Buraco negro

A grande maioria dos elementos químicos, desde

o carbono até ao urânio, são produzidos no

interior das estrelas ou aquando da sua morte.

Por isso, a sua génese (causa, origem…)

denomina-se por

NASCIMENTO

VIDA e MORTE

Mestrelas ≤ 8 x MSol (M0)

Mestrelas > 8 x MSol (M0)

Mestrelas > 25 MSol (M0)

Mestrelas ≤ 25 MSol (M0)

Estrela

Estrela

Proto-estrela

Nuvem em contração

Pulsar

Buraco Negro

Supergigante Vermelha

Supernova

Gigante Vermelha

Nebulosa Planetária

Anã Branca

• Raios cósmicos - protões e/ou eletrões de grande energiacinética, provenientes de supernovas e outros fenómenoscósmicos. Estas partículas colidem com elementos existentesno espaço interestelar, dividindo e originando elementos leves,inexistentes na Nucleossíntese Primordial e Estelar:

o lítio-6, o berílio e o boro

completando a formação dos elementos químicos.

"somos feitos de matéria cósmica, somos poeiras de estrelas"

"somos irmãos das rochas e primos das estrelas"

Formação de Elementos por Fusão16O + 16O 32S + energia4He + 16O 20Ne + energia

Elementos Leves Elementos Pesados

4 (1H) 4He + energia3(4He) 12C + energia12C + 12C 24Mg + energia4He + 12C 16O + energia28Si + 7(4He) 56Ni + energia 56Fe

Branco - Big Bang Rosa – Raios CósmicosAmarelo – Estrelas Pequenas Verde – Estrelas Gigantes

Azul - Supernova

Atualmente, esta é a composição apenas do sistema solar.

A composição varia de lugar para lugar no universo, e entre objetos diferentes.

O elemento mais abundante no Universo é o hidrogénio, com cerca de 90 % em número

de átomos, seguido do Néon, com 8%.

_ Elemento por % átomos

10. Magnésio (Mg) 0.03%

9. Cloro (Cl) 0.04%

8. Sódio (Na) 0.06%

7. Enxofre (S) 0.06%

6. Fósforo (P) 0.20%

5. Cálcio (Ca) 0.24%

4. Nitrogénio (N) 1.48%

3. Carbono (C) 9.99%

2. Oxigénio (O) 26.33%

1. Hidrogénio (H) 61.56%