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

Resumindo

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”.