REGINALDO A. BERTOLO. Primeiro Semestre LUCELENE MARTINS

Transcrição

1 REGINALDO A. BERTOLO Primeiro Semestre LUCELENE MARTINS

2 Geoquímica do Sistema Terra AULA 1 Origem e evolução do Universo Formação dos elementos químicos Primeiro Semestre Lucelene Martins

3 COSMOLOGIA É a ciência que estuda a origem, estrutura e evolução do Universo utilizando métodos científicos. 3

4 Teorias Cosmológicas Geocentrismo (Ptolomeu, Séc. II d.c.): baseia-se na hipótese de que a Terra é o centro do universo, com o Sol, a Lua, planetas e estrelas girando ao seu redor. Este é o modelo cosmológico mais antigo. Elementos primordiais: Terra, Água, Fogo e Ar. 4

5 Teorias Cosmológicas Heliocentrismo (Nicolau Copérnico, Séc. XV): o Sol e não a Terra como centro do universo. Recebeu forte oposição da Igreja. Aristarco de Samos (270 a.c.) primeiro a apresentar argumentos para o modelo Heliocêntrico. Galileu no Séc. XVII construiu o primeiro telescópio e suas observações corroboraram a Teoria Heliocêntrica. Johannes Kepler em 1609 enunciou Leis que confirmaram a idéia de Copérnico de que a Terra e os Planetas giravam ao redor do Sol. Manuscrito original de Copérnico Prevaleceu por 1500 anos. 5

6 Teorias Cosmológicas Modelo Cosmológico Padrão Teoria do Big Bang O Universo em Expansão 6

7 Teoria do Big Bang 1917 Albert Einstein estabeleceu um modelo de um Universo em expansão (homogeneidade e isotropia do espaço). Alexander Friedamnn ( ) e George Lemaitre (1927) apresentam as soluções (equações) para a TRG que admitem a expansão do universo. Hipótese do átomo primordial Teoria geral da relatividade (TRG)- A matéria (energia) curva o espaço e o tempo à sua volta. Em resumo, a gravitação é um efeito da geometria do espaço-tempo. 7

8 Teoria do Big Bang Os modelos apresentados alcançaram projeção quando da descoberta por Hubble & Milton (1929) de que as distâncias das galáxias eram diretamente proporcional aos seus desvios para o vermelho (efeito Doppler). Efeito Doppler - Slipher (1912) mediu a luz de várias galáxias e descobriu que todas apresentavam desvio para o vermelho. 8

9 Teoria do Big Bang Efeito Doppler - Slipher (1912) Observador O efeito Doppler é observado quando a fonte de ondas está se movendo com respeito a um observador. Observador 9

10 Teoria do Big Bang A teoria da expansão do Universo Se as galáxias estão se afastando então o universo está em expansão (resultados teóricos e observacionais). Extrapolando para o passado, temos a matéria do universo [particulas elementares: prótons, elétrons e nêutrons (quarks)] em um estado de alta densidade e temperatura. O universo está uma evolução. O universo tem um começo. 10

11 Teoria do Big Bang O modelo do BIG BANG foi desenvolvido pelo físico russo Geoge Gamov ( ). Há aproximadamente 20 bilhões de anos atrás, dois pontos quaisquer do Universo estavam arbitrariamente juntos após o qual ocorreu grande explosão ejetando material para todas as direções. Universo finito e em expansão. 11

12 Teoria do Big Bang George Gamow, inspirou-se nas teorias de expansão de Friedmann e Lemaître. A expansão do universo é resultado do aumento da desordem de um sistema originalmente ordenado, porém muito energético (Lemaître, Nature, 1931) Gamow aprimorou a idéia usando física quântica. 12

13 Teoria do Big Bang Gamov previu que todo H e a maior parte do He (algum Li e deutério) do Universo seriam formados neste momento. A isso, deu-se o nome de Nucleossíntese Primordial. 13

14 Teoria do Big Bang Em decorrência da nucleossíntese, seria gerada uma radiação de fundo de micro-ondas cósmicas (ondas de rádio de pequeno comprimento de onda). A teoria foi muito criticada pois não conseguiu explicar a formação dos elementos com número atômico maior que 3. Provas da Teoria Os radioastrônomos Arno Penzias & Robert Wilson (1965) captaram uma radição de fundo de micro-ondas. O físico Robert Dicke entendeu que eles haviam captado a radiação de fundo de micro-ondas cósmicas. A prova do Big Bang havia sido encontrada 14

15 Formação dos elementos químicos BIG BANG Radiação de fundo (ecos do big bang calor residual da explosão) Essa radiação é um sinal eletromagnético, de origem cosmológica, descrita por um espectro de corpo negro a uma temperatura de 2,7 K (-270o C). 15

16 BIG BANG O afastamento das galáxias e a abundância de elementos leves são das mais fortes evidências observacionais do modelo do Big Bang de desenvolvimento inicial do Universo. 16

17 O Universo Visível 100% do universo visível superaglomerados 10 bilhões de galáxias grandes bilhões de bilhões de estrelas 17

18 O Universo Visível Em escalas maiores que os superaglomerados, há evidências que o universo é: homogêneo - não há pontos de referência; isotrópico - semelhante se observado de diferentes direções. Ou seja: não há centro do universo! 18

19 19

20 Estrutura do Universo O Universo é organizado de maneira hierárquica até uma escala de tamanho de 300 milhões de anos luz. Estrelas formam galáxias. Galáxias formam grupos ou aglomerados. Grupos e aglomerados formam superaglomerados. 20

21 Composição do Universo Matéria normal 4% Energia negra 73% Matéria negra 23% 21

22 Composição do Universo 25% de uma partícula elementar ainda não descoberta; 70% de um meio difuso de propriedades exóticas (pressão negativa); 5% de átomos prótons + nêutrons + elétrons - massa do universo constituindo estrelas, planetas e a matéria visível. hidrogênio 75% hélio 25% 22

23 Idade do Universo A Teoria do Big Bang - O Universo começou a aprox. 14 bilhões de anos atrás desde então, tem se expandido para formar galaxias, estrelas e planetas. Universo Primordial Big-Bang Universo de H 2 e He (muito quente e denso) (Expansão e resfriamento) Fonte: Cosmic Mystery Tour page Copyright, 1995: Board of Trustees, University of Illinois 23

24 NUCLEOSSÍNTESE PRIMORDIAL Sopa de particulas elementares quentíssima - durante a grande explosão, partículas subatômicas foram geradas. nêutrons (1n), prótons (1H) e elétrons (e-) A partir do um centésimo do primeiro segundo, começou o resfriamento e a expansão do Universo, dando condições para as reações nucleares que formaram o elemento hidrogênio (H) e, em seguida o elemento hélio (He). 24

25 Esta primeira etapa de nuclessíntese durou até 3 minutos após o Big Bang, quando o Universo se tornou frio demais para promover a nucleossíntese. 25

26 Formação dos elementos químicos Nucleossíntese Geração de elementos por fusão nuclear. Reação próton-próton. Os núcleos de hélio são mais estáveis que prótons e nêutrons livres C 26

27 Os primeiros minutos do universo 27

28 Nucleossíntese Durante o Big Bang Nesta fase, houve um momento em que a temperatura não era suficientemente alta para manter as reações próton-próton, devido a expansão e ao resfriamento contínuo. Isto ocasionou um grande resíduo de nêutrons que sofreram decaimento radioativo à próton, como na reação nuclear. Os prótons (1H) e nêutrons (1n) residuais do Big Bang explicam a grande abundância do hidrogênio (H) no Universo atual. 28

29 Formação dos elementos químicos Segunda fase de formação dos elementos químicos: fusão nuclear nos núcleos das estrelas. 29

30 Evolução Estelar e formação dos elementos 30

31 Evolução Estelar As estrelas nascem a partir da contração das nebulosas (nuvens de poeira, hidrogênio e plasma) formadas por poeira interestelar (nuvens de gás e partículas sólidas). 31

32 32

33 33

34 34

35 35

36 Classificação das estrelas Brilho (aparente e absoluto) distância tamanho temperatura Cor (temperatura da superfície) vermelhas: menos de K azuis: mais de K amarelas (sol): entre e K 36

37 37

38 No diagrama HR, a estrela percorre uma trajetória de luminosidade crescente e temperatura decrescente. 38

39 Estrelas de pouca massa << Sol queima de hidrogênio para formar hélio. T insuficiente para formar carbono. após consumo total de hidrogênio, resfriamento e colapso (anã marrom) Estrelas de massa intermediária até 5 x Sol fusão de hélio para formar carbono na parte externa hidrogênio continua gerando hélio. estas estrelas se expandem (gigantes vermelhas) e depois colapsam (anãs brancas) Estrelas com muita massa >>> Sol sua expansão forma supergigantes vermelhas podem formar até ferro em seu núcleo 39

40 Fusão nuclear nos núcleos das estrelas de massa intermediária Estrelas na seqüência principal funde H para formar He (número atômico 2). Estrelas na fase gigante vermelha forma até o carbono (número atômico 6). 40

41 Fusão nuclear nos núcleos das estrelas Processo triplo alfa: transformação de hélio em carbono. 41

42 Estrelas na fase supergigante vermelha - forma elementos como oxigênio, magnésio, silício, etc., até o ferro (massa 56). 42

43 Para a formação de elementos mais pesados que o Fe é necessário processos envolvendo a absorção de nêutrons pelos núcleos. 43

44 Estrelas na fase supernova (explosão de uma estrela) ocorre a formação dos demais elementos mais pesados até o urânio (número atômico 92). 44

45 45

46 Após a formação de núcleos mais pesados, como o Fe, as temperaturas nos arredores das reações não aumentam. Para formar elementos com número atômicos maiores é necessário ocorrer reações que não necessitam de altas velocidades ou temperaturas: Reações de nêutrons. 46

47 2 Processos de reações de nêutrons: Processos lentos: nêutrons são adicionados em longos intervalos vários minutos. Aumenta a razão nêutron-próton: nêutron se converte espontâneamente em próton com a emissão de um elétron e uma particula beta forma o próximo elemento um por um os nêutrons são adicionados até formar o 209 Bi. Limite do processo lento: o próximo núcleo formado é instável e decai espontâneamente para um elemento mais leve. 47

48 Processos rápidos: nêutrons são adicionados tão rapidamente que não existe tempo para resultar no decaimento do núcleo. Ocorre o excesso de nêutrons em relação aos prótons; quando a rápida adição cessa, o excesso de nêutrons começa a decair em prótons. alguns dos núcleos resultantes são quase estáveis e decaem com uma vida média tão longa que quantidades significativas permanecem na Terra (Th e U), provendo uma fonte de energia (calor). 48

49 H e He são os elementos mais abundantes (H / He ~12,5). 49

50 A abundância dos primeiros 50 elementos decai exponencialmente. A abundância dos elementos com número atômico > 50 baixa e pouco variável. 50

51 Regra de Oddo-Harkins: elementos de número atômico par são mais comuns que os de número atômico ímpar. Nos elementos de número atômico par, os prótons formam pares. Cada próton equilibra o spin de seu par aumentando a estabilidade do elemento. 51

52 A abundância de Li, Be e B leves gap de energia. baixa em relação aos demais elementos A abundância do Fe é alta em relação aos elementos com número atômico próximo. 52

53 Elementos além do Bi não têm isótopos estáveis mas existem no Sistema Solar (U, Th) por terem longa meia-vida. 53

54 A NATUREZA DOS ELEMENTOS QUÍMICOS 54

55 110 elementos químicos foram reconhecidos, porém alguns não ocorrem naturalmente. Como um átomo, como um todo, é eletrônicamente neutro, deve existir tantos elétrons quanto prótons. Cada elemento químico possui um número específico de prótons no núcleo. O número de prótons é o número atômico (Z). No estado fundamental, n o de prótons = n o de elétrons. 55

56 Átomo: menor subdivisão da matéria que mantém as características dos elementos. É constituído das partículas sub-atômicas: dentre estas, os prótons (+), nêutrons (0) e elétrons (-). Elétron Nêutron Próton Núcleo 56

57 A soma de prótons e neutrôns é o número de massa (A) de um átomo. O número de massa é concentrado no núcleo, pois a massa de um elétron é somente 1/1837 vezes a massa do próton. O número de nêutrons pode variar, definindo os isótopos. O diâmetro de um âtomo é aprox vezes o diâmetro de seu núcleo, tal que quase todo o volume de um átomo é ocupado por seus elétrons que preenchem o espaço ao redor do núcleo. 57

58 Modelo atômico de Bohr, com as camadas K, L, M, N, O... etc Os orbitais das camadas K,L,M e N também são indicados. 58

59 ELEMENTOS QUÍMICOS: TABELA PERIÓDICA Os elementos químicos estão organizados em ordem de aumento do número atômico (Z) dentro da tabela periódica. A carga no núcleo (Z) e o número de elétrons em um átomo neutro determina a ordem em que o elemento ocorre. as linhas horizontais são conhecidas como períodos, indica o número de níveis ocupados pelos elétrons. As colunas verticais da tabela periódica são os grupos, e o número em cada coluna (I, II, III) são igual ao número de elétrons presentes na camada mais externa (camada de valência). Nas colunas, ou grupos, os elementos compartilham as propriedades químicas mais importantes. As propriedades dos elementos (tamanho atômico, potencial de ionização, eletronegatividade) variam sistematicamente dentro da Tabela Periódica, acompanhando as variações na configuração eletrônica. 59

60 Tabela Periódica, com a configuração dos orbitais externos 60

61 Raio atômico: variação segundo as linhas e colunas da Tabela 61

62 Formação de íons cátions e ânions: Conforme sua eletronegatividade, os átomos tendem a ceder elétrons (baixa eletronegatividade eletropositivos ) ou adquirir elétrons (alta eletronegatividade), procurando uma configuração eletrônica similar à dos Gases Nobres, com os orbitais externos preenchidos. Quando há cessão de elétrons, forma-se o cátion: o átomo torna-se positivamente carregado (prótons > elétrons), e seu raio iônico diminui; Quando há aquisição de elétrons, forma-se o ânion: a carga será negativa (elétrons > prótons) e o raio iônico aumenta. 62

63 Exemplos da relação de tamanho entre átomos e íons: Muitos íons apresentam raios iônicos similares (por exemplo, Na +, Ca 2+, ETR 3+, Th 4+ ) e, portanto, podem substituir um pelo outro em cristais, desde que equilíbrio de carga seja mantido. 63

64 Ligações químicas: são as forças de atração que mantém as partículas unidas em um retículo cristalino ou em uma molécula. As ligações químicas se realizam mediante a interação dos orbitais externos, incompletos, onde se alojam os elétrons de valência dos átomos envolvidos, i.e. aqueles que irão participar das ligações entre eles. As ligações químicas podem ser: Covalente Iônica Metálica Van der Waals (residual) Pontes de hidrogênio (residual) 64

65 Ligações iônicas: formam-se pela atração elétrica entre íons de cargas opostas. Ligações covalentes: ocorre o compartilhamento dos elétrons da camada eletrônica mais externa, produzindo uma sobreposição dos orbitais atômicos adjacentes. Ligações metálicas: os elétrons de valência são compartilhados por todo sólido podem se mover livremente. Ligações van der Waals: ocorre devido a pequenas cargas residuais nas superfícies. 65

66 CLASSIFICAÇÃO DOS ELEMENTOS QUÍMICOS 66

67 Classificação segundo a Concentração dos Elementos Elementos Maiores: são apresentados na forma de óxidos em porcentagem em peso, com concentrações superiores a 1%. Elementos Menores: são apresentados na forma de óxidos em porcentagem em peso, com concentrações entre 0,1 e 1%. Elementos Traços: são apresentados em ppm, cuja concentração em óxido é inferior a 0,1% (ou 1000 ppm). 67

68 Classificação quanto ao comportamento em Sistemas Magmáticos Durante o processo de fusão parcial da crosta ou manto os elementos traço podem apresentar preferência por: pemanecer no sólido residual, sendo denominados de elementos compatíveis ou; migrar para o fundido, sendo denominados de elementos incompatíveis. Os elementos compatíveis apresentam, em geral, raio iônico e valência aproximadamente iguais aos elementos maiores e menores que eles substituem na estrutura cristalina. O inverso ocorre com os elementos incompatíveis. 68

69 Classificação Baseada na afinidade geoquímica Victor Moritz Goldschmidt ( ) Mineralogista norueguês Goldschmidt forneceu explicações simples para a composição do nosso ambiente utilizando as propriedades básicas da matéria. 69

70 A classificação de Goldschmidt Estudando a composição dos meteoritos V.M. Goldschmidt ( ) sugeriu que a distribuição dos elementos químicos são controladas pela afinidade que cada elemento apresenta com as principais fases minerais formadas. Essas afinidades são o resultado das configurações electrônicas dos elementos, que por sua vez controlam as características da ligação química. Esses mesmos processos passam também a controlar a distribuição dos elementos no interior da terra. 70

71 Regras de Goldschmidt Íons de mesma valência e raio deveriam se substituir facilmente e entrar em uma solução sólida em quantidades iguais a sua proprorção total. Quando temos dois íons de mesma carga, o de menor raio iônico terá preferência na estrututura do cristal, sendo que as diferenças de tamanho não devem ser < 15%. Quando temos dois íons com raio iônico semelhante, mas com cargas diferentes, o de maior valência terá preferência na estrutura do cristal. 71

72 Regras de Goldschmidt Potencial iônico Potencial iônico = Razão entre a carga do cátion e o seu raio (A). Na medida em que o potencial iônico aumenta o caráter iônico diminui. Eletronegatividade Eletronegatividade é a capacidade que um átomo tem, de atrair elétrons de outro átomo quando os dois formam uma ligação química. Quanto maior a diferença na eletronegatividade entre dois átomos mais iônica se torna a ligação. As características iônicas 72

73 73

74 Tabela periódica de classificação geoquímica dos elementos 74

75 A classificação de Goldschmidt Os elementos são classificados de acordo com suas afinidades químicas: Elementos litófilos apresentam tendência a formar óxidos e silicatos; Elementos siderófilos mostram afinidade pelo ferro; Elementos calcófilos possuem afinidade pelo enxofre; Elementos atmófilos estão concentrados na atmosfera. 75

76 Litófilos: são elementos enriquecidos na crosta em relação à sua abundância solar devido ao processo de diferenciação. Esses elementos formam ligações covalentes muito fortes com o oxigênio (e.g., Si). Na maioria dos minerais silicáticos, os elementos litófilos podem associar-se à sílica (SiO 2 ), uma vez que íons de oxigênio do tetraédro de SiO 2 ficam livres para realizar ligações iônicas com os cátions metálicos. Esses elementos se concentram em crosta mais antiga, onde os elementos mais solúveis (metais alcalinos) foram lixiviados. 76

77 Siderófilos: são elementos cuja abundância na Terra (média) se aproxima da abundância solar, porém são raros na crosta e concentram-se no núcleo. São metais de transição de alta densidade e ocorrem preferencialmente no estado nativo. Tendem a formar compostos com ligações metálicas no estado sólido ou líquido. Apresentam pouca ou nenhuma afinidade por oxigênio (p.ex. Au, Pt), mas apresentam afinidade pelo ferro. Formam metais preciosos associados ao processo de intemperismo e erosão de rochas ultrabásicas. 77

78 Calcófilos: são elementos empobrecidos na crosta em relação à sua abundância solar. Esses elementos formam predominantemente ligações covalentes. Mostram baixa afinidade com o oxigênio, mas formam compostos com o enxofre (sulfetos). Uma vez que sulfetos são mais densos que os silicatos, ocorreu sua migração para níveis mais profundos durante o processo de diferenciação terrestre. Alguns calcófilos (Cu, Zn, B) podem associar-se a ligas metálicas de ferro no núcleo terrestre e outros podem associar-se ao oxigênio, mas de modo mais fraco que os litófilos. 78

79 Atmófilos:são elementos fortemente empobrecidos na Terra em relação à abundância no Sistema Solar. Esses elementos não se combinam facilmente com outros elementos, permanecem como núcleos monoatômicos - moléculas gasosas com ligações covalentes; ou formam moléculas diatômicas nos estados sólido ou líquido unidas por ligações muito fracas de van der Waal, pouco estáveis. Todos os gases nobres, mais o H, C e N são elementos atmófilos. Os gases nobres ocorrem no estado gasoso. O hidrogênio ocorre preferencialmente na forma de água líquida. O oxigênio é considerado como um elemento secundariamente atmófilo, uma vez que é mantido na atmosfera pela fotossíntese contínua dentro da biosfera. 79

80 Referências Kauffman G. B Victor Moritz Goldschmidt ( ). A tribute to the Founder of Modern Geochemistry on the Fiftieth Anniversary of His Death. The chemical Educator. V.2. no.5. Acesso Sibi-USP: fulltext.pdf Mason, B Principles of geochemistry. New York, John Wiley & Sons. 350p. 80