Unidade 1

Arquitetura do Universo

Origem dos elementos químicos

Física e Química A 10º ano

Nebulosas Difusas

“Maternidade de estrelas”

Nuvens gigantescas e escuras de poeiras e gases.

Essencialmente constituídas por hidrogénio.

Águia

Nascimento das Estrelas Sabe-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.

Cone

Cabeça de

Cavalo

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.

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 contração por ação

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 reações de fusão:

nasce a estrela

Compressão

Na zona mais densa da nebulosa, observa-se uma contração por ação da gravidade. Observa-se simultaneamente um aumento de temperatura. Forma-se uma protoestrela.

Os restos de matéria reorganizam-se à volta da estrela em formação por ação da gravidade. Simultaneamente a energia da estrela aumenta com o inicio da fusão de hidrogénio em hélio devido às elevadas pressões e temperaturas no interior da estrela o que faz aumentar significativamente o seu brilho .

Organização no Universo

Superenxames – conjunto de enxames de galáxias.

Enxame de Galáxias – conjunto de galáxias próximas.

Galáxia – conjunto de estrelas, nebulosas, planetas

Sistema Solar – Conjunto de planetas e outros corpos celestes que orbitam em torno de uma estrela.

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 reações nucleares.

As estrelas podem experimentar evoluções diferentes em função da sua massa inicial.

Diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) A maior parte das estrelas encontra-se na sequência principal porque passam a maior parte das suas vidas, “a queimar” o hidrogénio e o hélio através de reações nucleares de fusão.

Reacções Químicas: os núcleos dos átomos não são alterados. Os elementos químicos do sistema reacional mantêm-se, havendo apenas uma alteração das unidades estruturais do sistema reacional.

Reações Nucleares: os núcleos dos átomos são

alterados havendo transformação de uns elementos noutros diferentes.

PARTÍCULAS TAMANHO DAS

PARTÍCULAS

ENERGIA POR

kg

Reações

Químicas

Átomos,

moléculas,

iões, electrões

0,1 (átomos)

1nm (moléculas) 10 MJ

Reações

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 protões e neutrões. Isótopos - átomos com igual número de protões mas com diferente 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 dos números de massa deve ser igual nos dois membros da equação.

Conservação da carga total – a soma dos números atómicos deve 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.

REAÇÕES - FUSÃO NUCLEAR

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.

Fusão Nuclear

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

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

FISSÃO

NUCLEAR

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.

CONCLUINDO

Evolução e Morte das Estrelas: o nascimento de outros corpos celestes

1. A duração da vida de

uma estrela, assim como a

forma como irá terminar a

sua vida, dependem da sua

massa inicial.

2. 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.

3. 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.

4. As estrelas de maior massa têm

um tempo de vida mais curto, mas

brilham muito mais intensamente do

que uma estrela de menor massa.

ANÃ BRANCA – É 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 – É 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 - O fim de uma estrela de massa aproximadamente 10 vezes superior à massa do Sol

A fase inicial é 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.

Estrela de Neutrões ou Pulsar - é 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 - é o fim de uma estrela de massa aproximadamente 28 vezes

superior à massa solar

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

M 28MSol

Resumindo M 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”.