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.
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