Unidade Arquitectura do Universo. 1.2 Origem dos elementos químicos. 10º Ano Física e Química A Adaptado de Florbela Rêgo

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1 Unidade 1 1. Arquitectura do Universo 1.2 Origem dos elementos químicos 10º Ano Física e Química A Adaptado de Florbela Rêgo

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5 Física e Química A 10º ano Nebulosas Difusas Maternidade de estrelas Nuvens gigantescas e escuras de poeiras e gases. Essencialmente constituídas por hidrogénio

6 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. Nebulosa Cabeça de Cavalo Nebulosa Cone

7 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 Compressão Compressão e aquecimento e aquecimento A nebulosa comprime-se e aquece cada vez mais, tornando-se mais densa Nebulosa em contracção por acção da força gravitacional Devido ao extremo aquecimento iniciam-se as reacções de fusão: nasce a estrela

8 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.

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11 Zona mais densa Contracção (por acção da gravidade) Aumento de temperatura Energia Luz e calor Início das reacções nucleares Hidrogénio Hélio

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19 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.

20 Brilho de estrelas Tamanho Cor Temperatura Brilho Menor que o Sol Laranja/ avermelhado + * Semelhante ao Sol Maior que o Sol Amarelo ++ ** Branco azulado +++ ***

21 Todos os elementos químicos existentes no Universo formaram-se através de reacções 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 reacções nucleares de fusão.

22 Reacções Químicas: os núcleos dos átomos não são alterados. Os elementos químicos do sistema reaccional mantêm-se, havendo apenas uma alteração das unidades estruturais do sistema reaccional. Reacções Nucleares: os núcleos dos átomos são alterados havendo transformação de uns elementos noutros diferentes.

23 PARTÍCULAS TAMANHO 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 = m; 1nm =10-9 m; 1MJ = 1x10 6 J; 1TJ = 1x10 12 J

24 Nuclídeo - átomo caracterizado pelo seu número de protões e neutrões. Isótopos - átomos com igual número de protões mas com diferente número neutrões. Partícula Símbolo Notação Protão p ou Neutrão n Electrão e - ou β - Positrão e + ou β + 1 p 1 H n e ou Neutrino 0 0 e ou 1 É a antipartícula do electrão mesma massa, carga contrária

25 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.

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27 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. Deutério Radiação n p 2 H 1

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29 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: H He e Energia

30 He p H H n H n He H H p H H H 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.

31 3 1 H He p 4 2 n He 4 2 He O trítio e o hélio capturaram um protão ou um neutrão, dando hélio He He H 7 3 He Li 7 4 Be O hélio-4, colidindo com o trítio ou com o hélio-3, originou lítio e berílio-7.

32 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: H He2 Fissão Nuclear e Energia 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: 235 U 1 n 90 Sr 143 Xe n Energia

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34 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.

35 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.

36 Anã Branca: o fim de uma estrela de massa aproximadamente igual à massa solar Esgota-se o hidrogénio Fase principal da vida de uma estrela: equilíbrio entre as forças de pressão e a força gravitacional. Temperatura é suficiente para, no 4 12 núcleo: 3 2He 6C Energia e na camada que envolve o núcleo: 4 H He 2 e Energia As forças de pressão que contrariam a força gravitacional enfraquecem e a estrela volta a contrair-se e a aquecer. 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. 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.

37 Anã Branca o fim de uma estrela de massa aproximadamente igual à massa do Sol 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

38 Estrela de Neutrões ou Pulsar O fim de uma estrela de massa aproximadamente 10 vezes superior à massa do Sol 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 energia libertada no núcleo aquece as camadas exteriores A temperatura atingida é suficiente para: C H O Energia e, sucessivamente, vão-se formando novos núcleos pesados como o néon, magnésio, silício, árgon, cálcio, até ao ferro. 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. Quando a energia libertada não é suficiente para continuar as reacções nucleares A matéria próxima do núcleo cai para o centro 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. 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.

39 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.

40 Buraco Negro 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

41 Resumindo M M Sol Gigante Vermelha Nebulosa Planetária, cujo centro é uma Anã Branca Nebulosa M 8 M Sol Supergigante Vermelha Supernova Estrela de Neutrões ou Pulsar M 28M Sol Supergigante Vermelha Supernova Buraco Negro

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44 Nucleossíntese Interestrelar Nucleossíntese Primordial Formação dos primeiros átomos Nucleossíntese interestelar: lítio, berílio, boro Morte das estrelas: génese dos elementos de número atómico superior ao do ferro até ao urânio Formação das estrelas nuclossíntese estrelar do hidrogénio ao ferro H He Fase principal na vida da estrela H He He C,O Gigante vermelha H He He C,O.Fe Supergigante vermelha

45 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.

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