Origem dos elementos químicos

Prof Karine P. Naidek

Março/2016

UNIVERSIDADE DO ESTADO DE SANTA CATARINA CENTRO DE CIÊNCIAS TECNOLÓGICAS DEPARTAMENTO DE QUÍMICA - DQMC

Estrutura do Universo

Gás

Poeira

Núcleos atômicos

Raios cósmicos

Campo magnético

Galáxias

1 ano-luz = a distancia percorrida pela luz em um ano = 9,5 quatrilhões de quilômetros = 9,5x1015 km

Andrômeda galáxia espiral

Messier 87 galáxia elíptica

Grande Nuvem de Magalhães galáxia irregular

Como nasceu o Universo?

Etapas iniciais da Evolução do Universo

Tempo Cósmico Era Evento

0 Singularidade Big Bang

Até 10-43 s Era de Planck Ainda desconhecido

Até 10-7 s Era dos Hádrons Criação das partículas pesadas

Até 1 segundo Era dos Léptons Criação das partículas leves

1 minuto Era da Radiação Formação do Hélio e Deutério

300 mil anos Era da Matéria O universo torna-se transparente A matéria torna-se predominante

300 milhões de anos Formação das galáxias e grandes estruturas

8,7 bilhões de anos Inicio da formação do Sol

13,7 bilhões de anos Época atual

Evolução Estelar e formação dos elementos

Nebulosa de Órion

Nebulosa do Caranguejo

Nebulosa do Anel

Nucleossíntese Formação dos elementos Excluindo o H, He (criados no Big Bang), Todos os outros elementos foram criados em processos de fusão nuclear no interior de estrelas.

Nucleossíntese

estelar

Núcleos de hidrogênio

são consumidos;

Elemntos com Z > 2 são

produzidos.

Estes processos de fusão

dependem:

(1) Da massa massa

estelar (determina T)

(2) Da idade estelar

(determina a

composição química)

Z = no. protons, determines element

On main sequence, luminosity depends on mass

L ~ M3.5

Vale de estabilidade beta. Nucleons com a quantidade certa de nêutrons (n) e prótons (p) são estáveis. Aqueles que não respeitam esta relação são instáveis e, portanto tendem a ser radioativos buscando então esta estabilidade.

n >

p >

Vale de estabilidade beta. Excesso de n: Emissão β (elétron) e os n são convertidos em p (Decaimento Beta) Ex. 26Al → 26Mg + beta Ex. 53Mn → 53Cr + beta n >

p >

Excesso de nêutrons

Vale de estabilidade beta. Elétrons são capturados pelo núcleo e p são convertidos em n Ex. 41Ca + e- → 41K

n >

p >

Excesso de p

Ciclo de vida estelar: Do nascimento a morte

Estrelas de baixa massa (< 5 Msol)

Estrelas de alta massa (> 5 Msol)

Ciclo de vida estelar: Estrelas de baixa massa

1 e 5. Nuvem gasosa (nebulosa)

4. Nebulosa planetária

4. Anã branca

Nucleossíntese estelar

Nucleossíntese possível se a anã branca estiver em um sistema binário (durante um evento de nova ou supernova

2. Sequência principal

3. Gigantes vermelhas

Estrelas de baixa massa (< 5 Msol)

1 e 6 Nuvem gasosa (nebulosa)

3. Gigante vermelha / Supergigante

4. Supernova

5. Buraco negro

5. Estrela de nêutrons

Ciclo de vida estelar: Estrelas massivas

Estrelas massivas (> 5 Msol)

Stellar nucleosynthesis 2. Sequência principal

Nuvens moleculares Frias, áreas mais densas do meio

interestelar.

Horsehead Nebula

Majoritariamente H2, e poeira, T ~ 10s de K

2 atoms

3 atoms

4 atoms

5 atoms

6 atoms

7 atoms

H2 C3* c-C3H C5* C5H C6H

AlF C2H l-C3H C4H l-H2C4 CH2CHCN

AlCl C2O C3N C4Si C2H4* CH3C2H

C2** C2S C3O l-C3H2 CH3CN HC5N

CH CH2 C3S c-C3H2 CH3NC CH3CHO

CH+ HCN C2H2* CH2CN CH3OH CH3NH2

CN HCO NH3 CH4* CH3SH c-C2H4O

CO HCO+ HCCN HC3N HC3NH+ H2CCHOH

CO+ HCS+ HCNH+ HC2NC HC2CHO

CP HOC+ HNCO HCOOH NH2CHO

SiC H2O HNCS H2CNH C5N

HCl H2S HOCO+ H2C2O l-HC4H* (?)

KCl HNC H2CO H2NCN l-HC4N

NH HNO H2CN HNC3

NO MgCN H2CS SiH4*

NS MgNC H3O+ H2COH+

NaCl N2H+ c-SiC3

OH N2O CH3*

2 atoms

3 atoms

4 atoms

5 atoms

6 atoms

7 atoms

PN NaCN

SO OCS

SO+ SO2

SiN c-SiC2

SiO CO2*

SiS NH2

CS H3+*

SH* SiCN

HD AlNC

FeO? SiNC

O2 ?

8 atoms

9 atoms

10 atoms

11 atoms

12 atoms

13 atoms

CH3C3N CH3C4H CH3C5N (?) HC9N C6H6* (?) HC11N

HCOOCH3 CH3CH2CN (CH3)2CO

CH3COOH (CH3)2O (CH2OH)2 (?)

C7H CH3CH2OH H2NCH2COOH Glycine ?

H2C6 HC7N CH3CH2CHO

CH2OHCHO C8H

l-HC6H* (?)

CH2CHCHO (?)

All molecules have been detected (also) by rotational spectroscopy in the radiofrequency to far-infrared regions unless indicated otherwise. * indicates molecules that have been detected by their rotation-vibration spectrum, ** those detected by electronic spectroscopy only.

http://www.ph1.uni-koeln.de/vorhersagen/molecules/main_molecules.html

Molecules in ISM as of 12 / 2004 Note many C-compounds

HF H2D+, HD2

+

Objetos estelares jovens (OEJs)

OEJs

Campos magnéticos entorno dos OEJs podem criar jatos de raios x

Colapso das nuvens moleculares podem ocorrer rapidamente

~ 105 até 107 anos, dependendo da massa O disco protoestelar dura ~ 106 anos

Sequência principal: Idade média

Sequência principal

Uma estrela é ativada quando a fusão nuclear ocorre. Sequência principal: Dois mecanismos (p-p) Ciclo CNO

Cadeia p-p: 4 H levam a formação de 1 He

A estrela continua na sequencia principal em condições estáveis enquanto houver hidrogênio a ser “queimado”.

Mas, em um momento o H acaba…

Tempo de vida na sequência principal = combustível / taxa de consumo tempo de vida = ~ 1/M2.5

Ex. Uma estrela com 4 massas solares permanecerá 1/32 do tempo do nosso sol.

O que acontece quando o hidrogênio acaba? • A estrela começa a colapsar, aquecendo-se; • Seu núcleo contendo hélio continua a colapsar

• Mas H funde-se em He em uma camada externa ao núcleo gerando uma expansão; Gigante vermelha (baixa massa) ou Supergigante (alta massa)

Ciclo CNO

O que acontece em seguida depende da massa estelar

Fim da vida e morte de estrelas pouco massivas

Nebulosa platenátira

Anã branca

Gigante vermelha

Red Giant (RGB) star: H burning in shell

Red Giant (Horizontal branch) star: He fusion in core Red Giant (AGB) star: He burning in shell

AGB star

Convective dredge-ups bring products of fusion to surface

Red Giant includes: s-process nucleosynthesis

s-process nucleosynthesis: slow neutron addition beta decay keeps pace with n addition

No

. pro

ton

s (Z

)

An AGB can lose its outer layers— Ultimately a planetary nebula forms, leaving a white dwarf in the center

Planetary nebula

White dwarf

Note: planetary nebula have nothing to do with planets!

Planetary nebulas

Ciclo CNO

Nuclear fusion stops when the star becomes a white dwarf— It gradually cools down

Old age & death of high mass stars

Supernova Black hole

Super Giant

Neutron star

High-mass stars: Progressive core fusion of elements heavier than C

Includes: s-process nucleosynthesis as Supergiant, r-process nucleosynthesis during core collapse

r-process nucleosynthesis: rapid neutron addition beta decay does not keep pace with n addition

No

. pro

ton

s (Z

)

End for high mass star comes as it tries to fuse core Fe into heavier elements– and finds this absorbs energy STAR COLLAPSES & EXPLODES AS SUPERNOVA

--Fe core turns into dense neutrons --Supernova forms because overlying star falls onto dense core & bounces off of it

Supernova remnants

Crab Nebula supernova remnant. A spinning neutron star (pulsar) occurs in the central region.

There are different types of Supernovae

1) Type 2 (kept upper H-rich portion)

2) Type 1b (lost H, but kept He-rich portions)

3) Type 1c (lost both H & He portions)

4) Type 1a (explosion on white dwarf in binary system)

Type 2 supernovae had intact upper layers

Type 1b & c supernovae had lost upper layers

Type 1a supernovae occur in binary systems when material from companion falls onto white dwarf

Nucleosynthesis & pre-solar grains

process main products comment H-burning 4He main seq. He-burning 12C, 16O Red Giant C-O-Ne-Si 20Ne, 28Si, 32Si, Supergiants burning up to 56Fe s-process many elements Red Giants, Supergiants r-process many heavy supernova elements

Summary of nucleosynthesis processes

material suggested astrophysical site Ne-E exploding nova S-Xe Red Giant or Supergiant Xe-HL supernovae Macromolecular C low-T ISM SiC C-rich AGB stars, supernovae Corundum Red Giant & AGB stars Nanodiamond supernovae Graphite, Si3N4 supernovae

Pre-solar material in meteorites

Solar system formed out of diverse materials.