II - Origem dos Elementos Químicos e Origem do Universo

Transcrição

1 II - Origem dos Elementos Químicos e Origem do Universo

2 O que compõe a terra? l Formação dos elementos químicos l Singularidade deu origem a uma explosão conhecida por Big Bang - 13 bilhões anos l Núcleo de densidade infinita

3 Óvulo primordial Big-bang Toda a matéria do universo esteve uma vez concentrada em um núcleo primordial de densidade imensa e elevadas temperaturas T K d= g.cm -3 Big-bang Explodiu e distribuiu radiação e matéria uniformemente no espaço Universo em expansão

4 Como sabemos que o Universo não é estático?

5 Universo em Expansão

6 Galáxias muito mais vermelhas do que deveriam ser! Edwin Hubble Por quê?

7 Propagação de ondas f Rec. = f Emis. Emissor em repouso f Rec. = f Emis.

8 Efeito Doppler-Fizeau 0 1 Som mais grave Som mais agudo f R < f E Luz mais avermelhada 0 Desloc. 2 4 f R > f E Luz mais azulada

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10 Exemplo da sirene

11 Notas: Finito no espaço e no tempo, mas será que o Universo já nasceu como o vemos hoje, ou ele evoluiu no tempo? Observações indicam que espectros de galáxias muito distantes estão deslocados para o vermelho. Vamos ver o que isso significa começando por entender o que é o efeito Dopler-Fizeau. Suponha que uma fonte sonora esteja emitindo um som com certa freqüência. Observadores em repouso com relação à fonte ouvirão exatamente a mesma freqüência. No entanto, se a fonte se aproximar do ouvinte o som será mais agudo, ou seja, houve um deslocamento para freqüências maiores; para aqueles em que a fonte se afasta o som será mais grave, ou seja, um deslocamento para freqüências menores. Parados num acostamento de estrada observamos facilmente esse efeito no ronco dos carros que passam por nós: quando se aproximam o ronco é agudo e quando se afastam o ronco é grave. Esse efeito é característico de uma onda, seja ela sonora ou luminosa, de forma que acontece também com a luz. Assim, se a fonte luminosa e o observador se aproximam a freqüência da luz é deslocada para o azul (luz de mais alta freqüência) enquanto se o observador e a fonte se afastam a luz se desloca para o vermelho (luz de menor freqüência).

12 Universo em expansão O Universo, portanto, não é estático, e sim está evoluindo na forma de uma expansão, que supostamente deve ter se originado num instante do passado. Hoje medidas levam à estimativa de que o Universo surgiu cerca de 13 bilhões de anos atrás

13 Radiação de fundo: Indícios de uma explosão! Atual 13,6 cm

14 A teoria do estado estacionário foi derrubada quando se detectou a radiação de fundo originária da grande explosão que teria acontecido no início da formação ou criação do Universo. Que tenha havido tal explosão parece natural se pensarmos que estando o Universo (coleção de tudo que existe e não apenas do observável) em expansão um dia no passado ele foi muito pequeno. Tudo teria, então, surgido de um Universo óvulo, que por razões desconhecidas (que podemos chamar de instabilidade primordial) explodiu e os pedaços - galáxias e tudo mais - continuam viajando pelo espaço até hoje (na verdade esses pedaços definem o que chamamos de espaço; sem esses pedaços não haveria evento nenhum, portanto, nem espaço nem tempo). Essa é a teoria do big bang, traduzindo, grande explosão.

15 Escala de tempo cósmico l l l l l seg Tempo de Planck 10-6 seg Era Hadrônica 1 seg Era Leptônica 1 min Era da Radiação anos Era da Matéria Criação das partículas Aniquilação de pares prótons e antiprótons Aniquilação elétronspósitrons Nucleossíntese do He e D A matéria torna-se predominante no universo

16 Muito tempo depois l l l l l Era do desacoplamento Formação dos planetas Hadeano Arqueozóico Homo Sapiens anos depois univ. transparente anos depois aglutinação de mat anos primeiras formas de vida, rochas mais antigas da terra anos Existimos há somente de anos...

17 t=0 t=1s T K d= gcm -3 T K E o universo estaria cheio de partículas elementares t= s Nucleogênese Criação dos núcleos e dos elementos p + n D He

18 Origem do elementos leves Formação de Deutério Formação de Trício Formação de isótopos de He

19 A NUCLEOSSÍNTESE PRIMORDIAL As principais reações nucleares que ocorrem nesta fase :

20 Abundância dos elementos pode ser obtida: 1. No sol e estrelas 2. Nas nebulosas 3. No meio interestelar 4. Particulas /radiaçao 5. Terra, satélites e outros planetas e asteroides Métodos espectroscópicos Análise diretamente de amostras

21 Raias de emissão De Glen Westbroek Utah University

22 De Glen Westbroek Utah University Raias do H

23 De Glen Westbroek Utah University

24 Abundância dos elementos no Universo

25 1. Abundância diminui exponencialmente com A (A~100; Z~42) Depois é mais linear 2. Existe um pico em Z= (V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni) onde o Fe é 1000 vezes mais abundante que a tendência geral 3. D; Li, Be e B sao raros comparados com H, He, C e N 4. Entre os núcleos mais leves (até Sc Z=21) aquele que têm número de massa divisível por 4 são mais abundantes que seus vizinhos: 16 O; 20 Ne; 24 Mg; 28 Si; 32 S; 36 Ar; 40 Ca 5. Átomos com A ímpares são mais abundantes que A pares: 11 B e 10 B ; 7 Li e 6 Li. 6. Átomos de elementos pesados tendem a ser ricos em nêutrons. Nuclídeos pesados ricos em prótons são raros 7. Alguns máximos em abundância ocorre com pico duplo A= 80 e 90; A= 130 / 138 e A= 196 /208

26 Vemos que os elementos mais abundantes são H e He, seguidos pelo C (Z=6), N (Z=7), O (Z=8), Ne (Z=10), Mg (Z=12), Si (Z=14) e S (Z=16). Para valores maiores de Z as abundâncias decrescem, com exceção do 56 Fe. Este elemento tem a maior energia de ligação por núcleon e, como veremos, tende a se acumular como um resto das reações nucleares que ocorrem no interior das estrelas. Podemos notar também o aspecto serrilhado da figura, devido ao fato de que os elementos com Z ímpar têm menor energia de ligação que os de Z par.

27 A origem dos elementos mais pesados Reações Nucleares nos vários tipos de estrelas e região interestelar 1) Processos Exotérmicos (no interior das estrelas) - Queima de Hidrogênio - Queima de He e C - Processo α - Processo e (equilíbrio) 2) Processos de captura de nêutrons (supernovas) - Processo s - Processo r 3) Mistura de Processos (região interestelar) - de captura de prótons - Processo x

28 A NUCLEOSSÍNTESE ESTELAR A maior parte dos elementos químicos que podemos observar é originada em processos que ocorrem no interior das estrelas, ou seja, processos de nucleossíntese estelar, em que a transformação de um elemento em outro é um subproduto da geração de energia nas estrelas. Formação de estrelas H, He Condensação de nuvens de H e de He Compressão = elevando a temperatura e densidade e dando origem a fusão nuclear QUEIMA DE H QUEIMA DE He E ELEMENTOS PESADOS

29 Fusão nuclear Acompanhada de liberação de grande quantidade de energia Emissão de partículas

30 QUEIMA DE H 1,44 MeV 10 7 K; 200 g cm -3 5,49 MeV 12,86 MeV

31 QUEIMA DE Hidrogênio

32 QUEIMA DE He 10 8 K; 10 5 g cm -3

33 7,15 MeV 4,75 MeV 9,31 MeV

34 Carbono e Oxigênio

35 QUEIMA DE C; O 5x10 8 K; 10 4 g cm -3 Alguns destes elementos podem também ser formados na queima de C e O, como nas reações 12 C + 12 C 23 Na + 1 H 12 C + 12 C 20 Ne + 4 He Regenerando Hidrogênio e Hélio

36 De modo geral, as reações nucleares são eficientes na fusão de elementos até o 56 Fe, isto é, incluem também 44 Sc, 48 Ti, 52 Cr e 56 Fe. Os elementos do grupo do ferro são aqueles mais fortemente ligados, de modo que, acima deste elemento, as reações deixam de ser exotérmicas Quanto maior a energia de ligaçao, maior a estabilidade de um nucleo

37 Estabilidade dos l Defeito de massa: l Relação de Einstein l e=mc 2 núcleos

38 Processo α 10 9 K Reações endotérmicas Raios γ são energéticos o suficiente para promover tais reações 20 Ne + γ 16 O + 4 He MeV 9.31 MeV 20 Ne + 4 He 24 Mg + γ 2 20 Ne 16 O + 24 Mg + γ 4.56 MeV

39 Processo α Termina no 40 Ca 40 Ca + 4 He 44 Ti * + γ 44 Ti* + e 44 Sc* + ν+ T 1/2 : 49 anos T 1/2 : 3,93 horas 44 Sc* + e 44 Ca + β + + ν+

40 Colapso de estrelas Explosões de estrelas : supernovas Fusão de muitas partículas formando elementos mais pesados Ex: 22 Ti a 29 Cu

41 PROCESSO-S E PROCESSO-R Captura de nêutrons com emissão de raios γ Slow (processo s) Responsável pelos elementos A= E ainda pela maioria de processo não α A= Fontes de nêutrons estelares Ocorrem com uma seção de choque de captura adequada: Favorecem os elementos A= 90, 138 e Y; Zr, Ba, Ce, Pb, Bi Abundantes em relação aos demais

42 Rapid (processo r) 0,01 a 10 s 10 a 100 s 200 nêutrons podem ser adicionados a 56 Fe Quando muito grande ocorre instabilidade acompanhado de emissão de 8-10 β- Favorecem os elementos A= 80, 130 e 194 Diferença de 8 a 10 no processo s

43 Elementos pesados formados nas explosões das supernovas O "processo-r", onde o "r" significa rápido. Trata-se de um tipo de captura de nêutrons que só pode ocorrer em condições super-especiais, nos momentos finais da vida da estrela, se ela tiver uma massa bem superior à massa do Sol. Depois que todos os processos descritos acima, inclusive o lento, se esgotam, a estrela não tem mais como segurar o tremendo arrocho da gravidade. A massa toda se contrai rapidamente e a densidade no miolo da estrela cresce tanto que os elétrons são engulidos pelos prótons, produzindo nêutrons e neutrinos, muitos neutrinos. A estrela vira uma enorme bola de nêutrons com densidade semelhante à densidade no interior de um núcleo atômico. Nesse ponto, a estrela explode espetacularmente como uma supernova.

44 Processo x Baixa abundância: Li, Be, B Na verdade é surpreendente a existência uma vez que são consumidos nas reações envolvendo queima de H Processo segue da fragmentação de elementos mais pesados originando mais leves Ocorre em região interestelar com o bombardeamento de partículas atômicas com raios cósmicos Predominantemente há presença de H e He 6 Li, 7 Li, 9 Be, 10 B, 11 B H ao U

45 Abundância relativa dos elementos

46 Composição da terra

47 Formação da terra Singularidade Big Bang 12 b. Anos Fenômeno de coalescência Formação de estrelas e galáxias 5 b. Anos: explosão de uma estrela Form. Cinturão de asteróides;planetóides (há separação dos elementos por densidade) Fenômeno de acumulação colisional (duração de 100 MA criou planetas (terra ~4,6 b. anos)

48 Formação do Universo e formação da Terra Big-Bang Formação da Terra Terra Atual 13 bilhões de anos 4,6 bi Cosmologia Cosmogonia

49 Datação Como sabemos a idade da terra? Datação por radio-isótopos 40 K a 40 Ar e 238 U a 206 Pb Um planeta sem oxigênio... Atmosfera primordial anóxica Grandes massas de Fe em fusão-pirofórico Aprisionamento de O Metano, Amônia, H 2 O, e CO 2

50 Como se deu a estratificação do planeta? O calor gerado pelo choque de corpos celestes com a massa protoplanetária e as reações nucleares nesta massa elevou a temperatura a níveis altíssimos

51 Diferenciação da terra A temperatura foi alta o suficiente para fundir o Ni e o Fe contidos na massa Esta formou glóbulos mais densos e líquidos que afundaram no interior da massa protoplanetária. Este fenômeno recebeu o nome de CATÁSTROFE DO FERRO. ~4 bilhões de anos atrás durou 300 MA (Hadeano)

52 Temos agora uma magnetosfera!!

53 Elementos mais leves Estão na litosfera

54 Estrutura da Terra

55 Investigando a estrutura do planeta l l Ondas P de compressão (mola) Ondas S de cisalhamento (corda)

56 A formação dos oceanos e continentes Durante 600 MA a superfície era quente demais para ter água líquida. Resfriamento, vulcões e corpos celestes trazem mais água. Condensação de água Formação de oceano e continente.

57 Continentes são como jangadas...

58 Uma estrutura dinâmica l l l l 3000 o C U ---> Pb + calor Th ---> Pb + calor K ---> Ar + calor

59 Zonas de subdução

60 Um rift

61 Um planeta vivo l l Derramamentos de lava (vulcanismo) Fenômenos internos (plutonismo)

62 O caldeirão primordial de Miller: biomoléculas Açúcares Aminoácidos Ácidos graxos Nucleotídeos Catalisadores naturais Argilas