Com a teoria do Big-Bang o Universo surgiu num estado de grande compressão com temperaturas e densidades muito elevadas

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1 Sumário Das Estrelas ao átomo Unidade temática 1 Organização do Universo. Ciclo de vida de uma estrela. Reações em núcleos de estrelas de massa idêntica ao Sol e reações em núcleos de estrelas com massa muito superior à do Sol. Algumas reações nucleares e as suas aplicações. Distribuição atual dos elementos no Universo. APSA 2 Fusão e fissão nucleares versus reações químicas. Organização do Universo Com a teoria do Big-Bang o Universo surgiu num estado de grande compressão com temperaturas e densidades muito elevadas. 1

2 Organização do Universo Expansão (inicialmente muito rápida e depois mais lenta) Big-Bang Formação de quarks e eletrões Arrefecimento (a temperatura foi diminuindo ao longo da expansão) Formação de protões e neutrões A diminuição da temperatura, permitiu a génese de protões e neutrões a partir dos quarks já existentes. Nucleossíntese primordial Os protões e neutrões ligam-se formando os primeiros núcleos de átomos. Génese dos primeiros átomos Quando deixaram de existir eletrões livres, estes ligaram-se aos núcleos formando os primeiros átomos: Hidrogénio (Prótio), Deutério e Hélio. Organização do Universo 2

3 Formação das estrelas nucleossíntese estelar Nuvem de gás Continua a compressão e o aquecimento Protoestrela Ao continuar a compressão e o aquecimento Estrela Nuvem de gás em contração por ação gravitacional A nuvem de gás continua a comprimir-se e a aquecer cada vez mais, tornando-se cada vez mais densa Devido ao extremo aquecimento, iniciam-se reações de fusão nuclear: nasce uma estrela à medida que o Universo se foi expandindo e arrefecendo, os átomos formados pela nucleossíntese primordial aglutinaram-se e formaram nuvens de gás. A contração destas nuvens, por ação da força gravitacional, deram origem a matéria Protoestelar. A matéria das protoestrelas comprimiu-se, por ação da força gravítica e foi aquecendo muito (cerca de 10 a 15 milhões de K). Iniciaram-se assim as reações nucleares de fusão do Hidrogénio. O que é uma estrela? Estrela é uma enorme nuvem de plasma (gás ionizado) a altíssimas temperaturas (milhões de graus), constituída essencialmente por hidrogénio e hélio, e cria a sua própria energia através de reações nucleares. As estrelas têm: Diferentes cores que indicam diferentes temperaturas. Tamanhos distintos. Massas variadas. Quanto maior é uma estrela, mais rapidamente caminha para o fim da sua vida. 3

4 A cor depende da temperatura da superfície da estrela. As estrelas são classificadas em sete grupos principais, denominadas classes espectrais, das mais quentes às mais frias: O, B, A, F, G, K, M. A maior parte das estrelas encontram-se numa banda estreita que é designada por sequência principal. A massa duma estrela é determinante para a sequência das transformações que irão ocorrer. O brilho duma estrela depende do seu tamanho. 4

5 Reações nucleares Fusão nuclear Uma estrela tem que ter uma massa acima de um determinado valor crítico (aproximadamente 81 vezes a massa de Júpiter) para que se deem reações de fusão nuclear no seu interior. A fusão nuclear é uma reação onde há combinação de dois núcleos pequenos, formando núcleos de maior massa. Reações nucleares Fusão nuclear nas estrelas da Sequência Principal Não se formam elementos mais pesados porque a densidade e a temperatura não são suficientemente elevadas (T 5 x 10 8 K). 5

6 Reações nucleares Algumas partículas Reações nucleares Outros exemplos de reações de fusão nuclear 6

7 Fase principal da vida de uma estrela A fusão do hidrogénio ocorre no núcleo ou coração da estrela, que se encontra a temperatura muito elevada; à sua volta a temperatura é mais baixa. Para o nosso Sol estas reações de fusão irão continuar por cerca de 5 mil milhões de anos, até que o hidrogénio se esgote. A duração da fase principal da vida das estrelas depende da sua massa inicial. Estrelas mais maciças Queimam mais rapidamente o Hidrogénio, pois necessitam de maior quantidade de energia para equilibrar a concentração gravitacional. A sua temperatura é mais elevada: duram menos e brilham mais. 7

8 Big Bang Origina Universo de: Espaço Tempo Energia Por expansão muito rápida e consequente arrefecimento surgem Partículas elementares: Quarks, neutrinos e eletrões Primeiros átomos: H 2/3 He 1/3 Sempre em expansão e arrefecimento, dáse a nucleossíntese ou génese dos elementos Núcleos atómicos Eletrões livres Em contínua expansão e arrefecimento, surgem À medida que o Universo se ia expandindo e arrefecendo os átomos aglutinaram-se e surgiram Nuvens de gás Primeiras estrelas Galáxias Enxames galáxias Evoluindo as estrelas para Estrelas tipo Sol Estrelas gigantes Onde ocorrem Reações nucleares H He O núcleo contrai-se e aquece a Estrela que se expande Quando o hidrogénio acaba no núcleo da estrela Originando uma Gigante Vermelha 8

9 Na fase de Gigante Vermelha Coração: He C e o C O Camada em volta do núcleo: H He Camada exterior expandida tem cor avermelhada: Não há reações nucleares A energia libertada na fusão do Hélio propaga-se a uma camada fina em volta do núcleo, aumentando a temperatura desta e levando à fusão do Hidrogénio aí existente em Hélio. Essa libertação de energia provoca uma expansão na camada exterior da estrela rica em Hidrogénio, e onde não ocorre nenhuma fusão nuclear o que faz diminuir a temperatura da parte superficial da estrela que assume um aspeto avermelhado. Da Gigante Vermelha às Nebulosas Planetárias Se for Estrela (0,8 M 0 < M 8 M 0 ) Origina Gigante vermelha M 0 = massa do Sol Resíduo estelar Anã branca Evolui para Nas estrelas como o Sol ou de massa inferior a 8 vezes a massa do Sol: No coração: dá-se a finalização das reações nucleares de produção do Carbono e Oxigénio. Invólucro Exterior: recebe um vento rápido de matéria e energia proveniente do coração, que é empurrado para o espaço formando as Nebulosas Planetárias. 9

10 Da Nebulosa Planetária à Anã Branca A dado momento a força da gravidade é equilibrada pelas forças de pressão. O coração da estrela pára de se contrair formando uma esfera de matéria incandescente de densidade elevada: uma Anã Branca Simulação da evolução de uma estrela como o Sol, que passa para a fase Gigante Vermelha, ejeta uma Nebulosa Planetária e transformase numa Anã Branca. A Anã Branca arrefece e emite cada vez menos luz transformando-se num resíduo estelar sem brilho e frio. Na fase de Supergigante Vermelha Nesta fase, as reações nucleares prosseguem nas camadas exteriores as quais se expandiram devido á energia propagada no seu interior: fase da estrela Supergigante Vermelha. A energia libertada no coração da estrela não é suficiente para que se inicie a fusão do ferro. 10

11 Da Supergigante Vermelha à Supernova Se for Estrela supergigante (8 M 0 < M < 25 M 0 ) Origina Supergigante Vermelha M 0 = massa do Sol Estrela de neutrões ou pulsar Evolui para Da Supergigante Vermelha á Supernova O coração da estrela de ferro colapsa rapidamente devido ás forças gravitacionais, libertando gigantescas quantidades de energia que atingem as camadas exteriores aquecendo-as e empurrando-as pelo espaço a velocidades elevadas numa descomunal explosão: forma-se a Supernova. Simulação da explosão de uma estrela maciça ao atingir o estado de Supernova. Devido ás elevadas temperaturas dá-se a explosão da Supernova, onde há génese dos elementos de número atómico superior ao Ferro até ao Urânio. 11

12 Da Supernova á Estrela de Neutrões ou Pulsar Para massas inferiores a 25 vezes a massa do Sol, a Supernova transforma-se numa Estrela de Neutrões. O coração da estrela é agora um cadáver estelar muitíssimo denso, constituído essencialmente por neutrões. Da Supergigante Vermelha à Supernova Se for Estrela supergigante (M > 25 M 0 ) Origina Supergigante Vermelha M 0 = massa do Sol Buraco Negro Evolui para 12

13 Da Supernova ao Buraco Negro Para massas superiores a 25 vezes a massa do Sol, a Supernova transformase em Buraco Negro. Devido á sua extrema densidade e não havendo nada que trave a contração gravitacional, o resíduo estelar transforma-se num Buraco Negro que engole tudo á sua volta. Estrela a ser engolida por um Buraco Negro 13

14 Resumindo o ciclo de vida de uma estrela, resumo 14

15 A evolução dos elementos, resumo A evolução dos elementos, resumo 15

16 Reações nucleares Representação simbólica das equações A ZX Representação de um nuclido A escrita das equações correspondente às reações nucleares devem: Conservar o número de nucleões: a soma dos números de massa deve ser igual nos dois membros da equação; Conservar a carga total: a soma dos números atómicos deve ser igual nos dois membros da equação; Exemplo: 7 1 3Li 1p 2 2He 4 Energia Reações de fissão nuclear A fissão nuclear Quando núcleos muito mais pesados, isto é, núcleos com número de massa muito elevado, são desagregados por colisão com núcleos mais pequenos, as reações são chamadas de fissão nuclear (ou cisão nuclear). Um exemplo é a reação de fissão nuclear do urânio, usada na produção de energia. 16

17 Reações de fissão nuclear A fissão nuclear Conforme já vimos nesta aula as quantidades de energia libertadas durante as reações nucleares são muito elevadas. À energia assim produzida chama-se energia nuclear. Geralmente, quando falamos em energia nuclear referimo-nos à que resulta de reações de fissão. Aplicações das reações nucleares Aplicações dos fenómenos nucleares 17

18 Reações nucleares versus reações químicas Algumas diferenças entre reações nucleares e reações químicas Distribuição atual dos elementos no Universo Distribuição dos elementos no Universo Atualmente, sabemos quando e onde foram produzidos os diferentes elementos químicos, bem como as suas abundâncias relativas. Como se pode ver o elemento mais abundante no Universo é o hidrogénio seguido do hélio. 18

19 Distribuição atual dos elementos no Universo Distribuição dos elementos na Terra e no corpo humano Devido a sua volatilidade o hidrogénio e o hélio existem numa percentagem muito pequena na Terra. Terra Corpo humano Distribuição atual dos elementos no Universo Somos feitos de matéria cósmica; Somos poeira de estrelas Carl Sagan 19

20 Tabela periódica Elementos leves Elementos pesados 28 Si He O 16 O ( C (4 ( 4 He) 1 + H) C-N-O C He Ni 24 C 16 Ciclo Ne Mg S + O energia + energia 56 Fe TPC Exercícios que ficarem por fazer da APSA Organização do Universo. 20