1. DAS ESTRELAS AO ÁTOMO

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1 1. DAS ESTRELAS AO ÁTOMO 1.1 A arquitectura do Universo Organização do Universo Reacções nucleares e a sua aplicação

2 Organização do Universo PARTE 1 COMO ESTÁ ORGANIZADO O UNIVERSO? 1 - Prevejam uma resposta para a questão colocada. 2 - Visualizem um excerto de um documentário intitulado Dentro do Universo com Stephen Hawking, narrado pelo próprio Hawking e que está relacionado com a organização do universo. 3 - Comparem a vossa resposta à questão 1 com o que observaram no documentário. 4 - Discutam em turma as respostas às questões anteriores.

3 Organização do Universo Sistemas planetários formado por uma ou mais estrelas e pelos corpos celestes ligados a ela pela gravidade.

4 Organização do Universo Aglomerados de estrelas conjunto esférico de estrelas que orbitam nas galáxias como um satélite.

5 Organização do Universo Galáxias sistema gravitacional composto por estrelas, remanescentes estelares, poeiras gasosas, matéria negra e outros corpos celestes.

6 Organização do Universo Buracos negros corpo celeste de enorme densidade, cuja tracção gravitacional não permite que nada escape. É o resultado da contracção gravitacional que acompanha a morte de uma estrela com mais de 25 vezes o tamanho do Sol.

7 Organização do Universo Nebulosas nuvens de poeira cósmica (ou interestelar), hidrogénio, hélio e outros gases ionizados. É aqui onde se costumam formar novas estrelas;

8 PARTE 2 COMO SE FORMARAM OS ELEMENTOS QUÍMICOS? 1 - Prevejam uma resposta para a questão colocada. 2 - Visualizem outro excerto do mesmo documentário e expliquem como se formaram os elementos químicos que lá são referidos. 3 - Confrontem o que observaram no documentário com a vossa resposta à questão Discutam em turma as respostas às questões anteriores.

9 De acordo com a teoria do Big Bang, o Universo surgiu de um estado de grande compressão e de temperaturas e densidade muito elevadas; Quando ocorreu, o Universo entrou em expansão. À medida que a expansão prosseguiu, a temperatura foi diminuindo; A energia pura arrefeceu e criou matéria, na forma de partículas subatómicas como electrões e quarks (10-5 segundos após o Big Bang e a K). Com o contínuo arrefecimento, formaram-se protões e neutrões que se ligaram entre si para formar os primeiros núcleos de átomos (3 minutos após o Big Bang e a 10 8 K);

10 A temperatura ainda era demasiado elevada, pelo que existiam electrões livres que tornavam a mistura gasosa demasiado opaca (plasma); Cerca de 300,000 anos após o Big Bang, o arrefecimento já era suficiente (3000 K) para possibilitar a formação de átomos. Deixaram de existir electrões livres, que se ligaram aos núcleos, formando os primeiros átomos hidrogénio e deutério; A radiação deixou de ser absorvida pelas partículas existentes, começando a propagar-se no Universo.

11 Os átomos formados aglutinaram-se em nuvens de gás; Por acção da gravidade, verificou-se a contracção de nuvens de gás, o que originou grumos de matéria; À medida que a matéria se comprimia por acção da gravidade, a temperatura aumentava. Quando esta atingiu cerca de 10 a 15 milhões K, iniciaram-se as REACÇÕES NUCLEARES DE FUSÃO do hidrogénio - nasceram as primeiras estrelas;

12 REACÇÕES NUCLEARES Nas reacções químicas, os núcleos dos átomos não são alterados, os elementos químicos mantêm-se, havendo apenas uma alteração das unidades estruturais. São os electrões que participam nas reacções; Nas reacções nucleares, os núcleos dos átomos são alterados, havendo transformação de uns elementos noutros diferentes. São os protões e neutrões participam nas reacções (os átomos encontram-se ionizados); Nas reacções nucleares, a energia posta em jogo é muitos milhões de vezes superior (10 11 J) à que é posta em jogo nas reacções químicas.

13 REACÇÕES NUCLEARES A escrita das equações correspondentes às reacções nucleares deve mostrar: Conservação no número de nucleões a soma dos números de massa deve ser igual nos dois membros da equação; Conservação da carga total a soma das cargas deve ser igual nos dois membros da equação;

14 Reacções nucleares de fusão Consistem na junção de dois núcleos pequenos com obtenção de um núcleo maior, de menor massa que o conjunto dos núcleos iniciais. Ocorre libertação de radiação gama (energia), positrões e neutrinos (resultantes da conversão de um protão em neutrão);

15 As quantidades colossais de energia libertadas na reacção de fusão do hidrogénio propagam-se até à zona exterior a estrela começa a brilhar; A quantidade de energia libertada originam forças de pressão que tendem a expandir a matéria estelar, contrariamente à força da gravidade, que tende a comprimi-la. A estrela mantém-se neste equilíbrio durante a maior parte da vida (milhões de anos); Quando todo o hidrogénio se transforma em hélio, as forças que contrariam a gravidade deixam de existir. O coração da estrela contrai-se. Esta contracção aquece o núcleo da estrela, cuja temperatura aumenta de tal modo que é suficiente para permitir novas reacções nucleares o hélio transforma-se em carbono e oxigénio;

16 Para estrelas com cerca de 8 vezes mais massa que o Sol, quando todo o hélio se consome no núcleo da estrela, este contrai-se de novo e reaquece. A energia então libertada é suficiente para que o carbono e o oxigénio iniciam reacções de fusão nuclear o carbono produz néon e magnésio, o oxigénio produz silício e enxofre.

17 O núcleo da estrela volta a contrair-se quando se esgotam os elementos referidos. O silício e o enxofre produzem ferro. Neste estado, a estrutura da estrela assemelha-se a uma cebola um núcleo de ferro, rodeado por sucessivas camadas de silício e enxofre, depois de néon e magnésio, em seguida de carbono e oxigénio, depois hélio e a mais externa, de hidrogénio. Como a reacção de fusão do ferro não liberta energia e com o sucessivo término das reacções nucleares, a temperatura da estrela diminui. O núcleo da estrela é comprimido pela gravidade, pois as forças de pressão que expandiam a matéria estelar diminuem.

18 O núcleo da estrela colapsa, libertando gigantescas quantidades de energia que atingem as camadas exteriores, aquecendo-as e empurrando-as pelo espaço numa explosão supernova. O material estelar é lançado no Universo, espalhando nele elementos que irão integrar as novas estrelas e os planetas. No espaço, devido às elevadas temperaturas, produzem-se outros elementos mais pesados, do ferro ao urânio. O que resta da estrela pode tornar-se num pulsar (cadáver estelar muito denso constituído por neutrões) ou num buraco negro, consoante a sua massa é 25 vezes superior ao Sol ou não.

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21 Reacções nucleares de fissão Reacções em que se bombardeiam núcleos de átomos grandes e instáveis com neutrões, dando origem a dois núcleos mais pequenos e mais estáveis, com uma apreciável diminuição de massa e libertação de uma grande quantidade de energia;

22 As reacções nucleares de fissão são usadas em Arqueologia datação radioactiva; Centrais nucleares aproveitamento da energia libertada na reacção para produzir energia eléctrica; Medicina detector de imagens, tomografias e radiofármacos, terapia do cancro; Aplicações espaciais calibração de detectores, perigos da radiação;

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