FORMAÇÃO DE ELEMENTOS QUÍMICOS NO UNIVERSO

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1 FORMAÇÃO DE ELEMENTOS QUÍMICOS NO UNIVERSO Eder Cassola Molina Universidade de São Paulo Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas Departamento de Geofísica

2 Elementos Químicos número atômico ELEMENTO número de massa O átomo é a menor partícula que ainda caracteriza um elemento químico. Número de prótons -> define o elemento químico Número de nêutrons -> define as variedades do elemento químico (os isótopos) Número de elétrons = número de prótons

3 Como formar os Elementos Químicos? número atômico ELEMENTO número de massa Na primeira etapa, dois núcleos de hidrogênio se fundem para formar um núcleo de deutério ( 1 H 2 ), um neutrino (ν, partícula subatômica) e um pósitron (e +, elétron com carga positiva, também conhecido como antimatéria). O neutrino imediatamente escapa da estrela, enquanto que o pósitron colide com um elétron e ambos são aniquilados, liberando energia.

4 Como formar os Elementos Químicos? número atômico ELEMENTO número de massa Na segunda etapa, o núcleo de deutério se funde a outro núcleo de hidrogênio para formar o isótopo de hélio ( 2 He 3 ), que tem em seu núcleo dois prótons e um nêutron, liberando energia na forma de raios gama (γ). 1H H 1 2 He 3 + γ O neutrino imediatamente escapa da estrela, enquanto que o pósitron colide com um elétron e ambos são aniquilados, liberando energia.

5 Como formar os Elementos Químicos? número atômico ELEMENTO número de massa Na terceira etapa, dois desses isótopos 2 He 3 se fundem para formar um átomo de hélio ( 2 He 4 ) e liberar dois núcleos de hidrogênio. 2He He 3 2 He H H 1 O neutrino imediatamente escapa da estrela, enquanto que o pósitron colide com um elétron e ambos são aniquilados, liberando energia.

6 Como formar os Elementos Químicos? Desta forma um total de seis núcleos de hidrogênio está envolvido nas reações, mas apenas quatro deles são utilizados para formar o hélio. A massa do núcleo de hélio assim formado é um pouco menor que a soma das massas dos quatro núcleos de hidrogênio utilizados. Essa diferença de massa, que corresponde a 0,07% da massa do hidrogênio, será convertida em energia no interior estelar.

7 Como formar os Elementos Químicos? A conversão de massa em energia ocorre pela relação E=mc 2, ou seja, é proporcional à velocidade da luz ao quadrado! Isso faz com que a quantidade de energia gerada no Sol seja equivalente a 40 bilhões de milhões de toneladas de TNT por segundo. Como nessa fase da vida da estrela 90% de seus átomos são de hidrogênio, ela tem armazenada uma grande quantidade de material para gerar energia pelo processo de fusão termonuclear.

8 O interior do Sol

9 O interior do Sol

10 O destino do Sol Como vai acontecer morte do Sol? O Sol é considerado uma uma estrela de baixa massa. Tem apenas que tem cerca de 2x10 30 kg, unidade conhecida como 1 massa-solar. São três as possíveis mortes de estrelas, dependendo de sua massa. No caso do Sol, a morte será antecedida pela fase de gigante vermelha, que se transformará em uma nebulosa planetária, restando no final uma estrela anã branca, que por sua vez vai esfriar até se transformar em uma estrela anã negra, ou seja, sem emitir radiação alguma.

11 O destino do Sol Na fase de gigante vermelha, a superfície do Sol atingirá um raio de cerca de 200 vezes seu raio atual ( 200 x 7x10 5 km), englobando os planetas Mercúrio e Vênus e chegando perto da órbita da Terra.

12 O Sol como uma gigante vermelha Sua cor vai mudar de amarelo para vermelho porque a temperatura superficial do Sol vai cair de 6000 K para cerca de 3000 K. Isso tudo ocorre porque no caroço central da estrela, constituído de He puro, ocorre o fim da fusão nuclear, enquanto que a queima de H se inicia na camada superior. O caroço de He aumenta, mas sem produção de energia. Na camada acima do caroço inerte de He, a temperatura aumenta (T entre 10 6 e 10 7 K) e a queima de H é mais rápida, intensificando a pressão nas camadas mais externas, o que causa um desbalanço geral. O equilíbrio entre pressão e gravidade, que manteve por longos anos a estrela estável (raio e temperatura inalterados), é interrompido. Assim, ocorre uma expansão lenta da estrela (aumento de seu raio) e a consequente diminuição da temperatura superficial.

13 Estrelas maiores do que o Sol As estrelas de massas maiores podem ter um fim mais catastrófico, na forma de explosão de supernova, que ejeta parte de suas camadas a altas velocidades. No final sobra apenas um objeto compacto no centro, conhecido por estrela de nêutrons, a qual pode ser eventualmente observada como um pulsar.

14 Estrelas muito maiores do que o Sol Se a massa da estrela for bem maior, a explosão sera ainda mais violenta, resultando em um objeto muito compacto (extremamanete denso e de pequeno raio). A ação gravitacional de um objeto desse tipo distorce o espaço a seu redor de tal forma que nem a própria luz consegue escapar, dai o nome de Buraco Negro para esse objeto.

15 Estrelas maiores do que o Sol No centro das estrelas com mais que 8 massas solares pode continuar o processo de síntese dos elementos. O core dessas estrelas tem as condições físicas necessárias para as reações nucleares prosseguirem, nais quais átomos de hélio vão ser transformados em carbono: basicamente três núcleos 2 He 4 produzem um núcleo 6 C 12, tendo como intermediário o berílio. C 12 + He 4 O 16 + γ O 16 + He 4 Ne 20 + γ Ne 20 + He 4 Mg 24 + γ 2He He 4 4 Be 8 + γ 2He Be 8 6 C 12 + γ

16 Estrelas maiores do que o Sol Em estrelas com massas maiores que 15 massas solares, a temperatura no seu centro pode atingir valores mais elevados que 300 milhões de Kelvin (T > 10 8,5 K) e as densidades são maiores que 10 toneladas por cm 3. Nessas condições é possível realizar a fusão de carbono e prosseguir formando elementos cada vez mais pesados, sempre liberando energia: C 12 + He 4 O 16 + γ O 16 + He 4 Ne 20 + γ Ne 20 + He 4 Mg 24 + γ

17 Estrelas maiores do que o Sol Quando temperaturas maiores que 1 bilhão de Kelvin são atingidas nessas estrelas massivas, tem-se as condições de formar elementos até chegar no Fe. A queima do caroço estelar é acompanhada pela queima nas camadas vizinhas, ou seja, a estrela tem uma estrutura interna do tipo casca de cebola, em que cada camada tem condições físicas que variam gradativamente, proporcionando a fusão nuclear dos diferentes elementos químicos.

18 Elementos mais pesados do que o Fe Deveria se esperar que núcleos de Fe pudessem sofrer fusão, continuando os processos descritos anteriormente, os quais são conhecidos por nucleossíntese estelar quiescente. No entanto, não é possível realizar fusão do ferro com produção de energia. Outros processos são necessários para formar elementos mais pesados, neste caso a nucleossíntese estelar explosiva.

19 Explosão de Supernova Na morte de uma estrela massiva, ocorre uma violenta explosão, fornecendo as condições necessárias para formar elementos como ouro, platina, urânio, entre outros. As camadas da estrela são ejetadas em todas as direções, distribuindo material que estava no interior estelar para o meio ambiente a seu redor.

20 Explosão de Supernova O núcleo da estrela colapsa em alguns segundos, e se torna uma estrela de nêutrons, com densidade muito elevada. Uma onda de choque percorre o interior da estrela e, ao chegar à superfície, faz com que a estrela fique mais brilhante e sofra uma explosão. Por algumas semanas a sua superfície brilha mais do que alguns bilhões de estrelas como o Sol, e a energia liberada é comparável com a energia total do Sol ao longo de toda a sua vida.

21 Explosão de Supernova Estas estrelas exercem um papel especial no Universo, lançando nas vizinhanças todo o hélio, carbono, oxigênio, enxofre e silício que estavam acumulados nela. Na onda de choque vários novos elementos são sintetizados e o intenso calor permite a ocorrência de reações nucleares que não eram possíveis no núcleo da estrela. Os nêutrons bombardeiam os núcleos de ferro, transformando-os em ouro; o ouro é transformado em chumbo, e o chumbo é bombardeado para se transformar os demais elementos até o urânio. Os elementos mais pesados do que o ferro são raros no Universo: para cada 100 bilhões de átomos de hidrogênio há um átomo de urânio.

22 Explosão de Supernova Após a morte da estrela, o espaço fica mais enriquecido com a presença de elementos químicos que antes não estavam naquela região. Nuvens interestelares de gás e poeira, a partir das quais se formam novas estrelas, podem ser enriquecidas com esses elementos, e assim teremos uma nova geração de estrelas mais rica em metal do que as anteriores.

23 FORMAÇÃO DE ELEMENTOS QUÍMICOS NO UNIVERSO Eder Cassola Molina Universidade de São Paulo Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas Departamento de Geofísica

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