recommendation of a strategy - anjo albuquerque · primordial formação dos primeiros átomos...
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Unidade 1
Arquitetura do Universo
Origem dos elementos químicos
Física e Química A 10º ano
Nebulosas Difusas
“Maternidade de estrelas”
Nuvens gigantescas e escuras de poeiras e gases.
Essencialmente constituídas por hidrogénio.
Águia
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.
Cone
Cabeça de
Cavalo
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.
e aquecimento
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
Nebulosa em contração por ação
da força gravitacional
Compressão
e aquecimento
A nebulosa comprime-se e aquece cada vez mais, tornando-se mais densa
Devido ao extremo aquecimento iniciam-se as reações de fusão:
nasce a estrela
Compressão
Na zona mais densa da nebulosa, observa-se uma contração por ação da gravidade. Observa-se simultaneamente um aumento de temperatura. Forma-se uma protoestrela.
Os restos de matéria reorganizam-se à volta da estrela em formação por ação da gravidade. Simultaneamente a energia da estrela aumenta com o inicio da fusão de hidrogénio em hélio devido às elevadas pressões e temperaturas no interior da estrela o que faz aumentar significativamente o seu brilho .
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.
Tamanho Cor Temperatura Brilho
Menor que o Sol
Laranja/ avermelhado
+
*
Semelhante
ao Sol
Amarelo
++
**
Maior que o Sol
Branco azulado
+++
***
Brilho de estrelas
Todos os elementos químicos existentes no Universo formaram-se através de reações 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 reações nucleares de fusão.
Reacções Químicas: os núcleos dos átomos não são alterados. Os elementos químicos do sistema reacional mantêm-se, havendo apenas uma alteração das unidades estruturais do sistema reacional.
Reações Nucleares: os núcleos dos átomos são
alterados havendo transformação de uns elementos noutros diferentes.
PARTÍCULAS TAMANHO DAS
PARTÍCULAS
ENERGIA POR
kg
Reações
Químicas
Átomos,
moléculas,
iões, electrões
0,1 (átomos)
1nm (moléculas) 10 MJ
Reações
nucleares
Núcleos,
protões,
neutrões
1 fm (núcleos)
0,1 fm (protões,
neutrões)
10 TJ
1fm = 10-15 m; 1nm =10-9 m; 1MJ = 1x106 J; 1TJ = 1x1012 J
Partícula Símbolo Notação
Protão p ou
Neutrão n
Electrão e- ou β
-
Positrão e+ ou β
+
Neutrino 00
010
1 oue
010
1 oue
n1
0
p1
1 H1
1
Nuclídeo - átomo caracterizado pelo seu número de protões e neutrões. Isótopos - átomos com igual número de protões mas com diferente número neutrões.
É a antipartícula do electrão – mesma massa, carga contrária.
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.
REAÇÕES - FUSÃO NUCLEAR
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.
Hpn 2
1
Deutério
Radiação
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:
EnergiaeHeH
0
1
4
2
1
1 24
HepH
HnH
3
2
3
1
2
1
nHeHH
pHHH
3
2
2
1
2
1
1
3
2
1
2
1
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.
Fusão Nuclear
HenHe
HepH
4
2
4
2
3
1
BeHeHe
LiHHe
7
4
3
2
7
3
3
1
4
2
O trítio e o hélio capturaram um protão ou um neutrão, dando hélio-4.
O hélio-4, colidindo com o trítio ou com o hélio-3, originou lítio e berílio-7.
Fusão Nuclear
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:
Fissão Nuclear
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:
EnergianXeSrnU 1
0
143
54
90
38
1
0
235
92 3
EnergiaeHeH
0
1
4
2
1
1 24
FISSÃO
NUCLEAR
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.
CONCLUINDO
Evolução e Morte das Estrelas: o nascimento de outros corpos celestes
1. A duração da vida de
uma estrela, assim como a
forma como irá terminar a
sua vida, dependem da sua
massa inicial.
2. 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.
3. 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.
4. As estrelas de maior massa têm
um tempo de vida mais curto, mas
brilham muito mais intensamente do
que uma estrela de menor massa.
ANÃ BRANCA – É o fim de uma estrela de massa aproximadamente igual à massa solar
Fase principal da
vida de uma estrela:
equilíbrio entre as
forças de pressão e a
força gravitacional.
Esgota-se o hidrogénio
As forças de pressão
que contrariam a força
gravitacional enfraquecem
e a estrela volta a contrair-
se e a aquecer.
Temperatura é suficiente para, no núcleo: e na camada que envolve o núcleo:
4 12
2 63 He C Energia
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.
1 4 0
1 2 14 2H He e Energia
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.
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
ANÃ BRANCA – É o fim de uma estrela de massa aproximadamente igual à massa do Sol
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.
ESTRELA DE NEUTRÕES OU PULSAR - O fim de uma estrela de massa aproximadamente 10 vezes superior à massa do Sol
A fase inicial é idêntica à evolução de uma estrela tipo Sol – até à fase de gigante vermelha.
Quanto o hélio se esgota no núcleo da estrela
A temperatura atingida é suficiente para: e, sucessivamente, vão-se formando novos núcleos pesados como o néon, magnésio, silício, árgon, cálcio, até ao ferro.
12 4 16
6 2 8C H O Energia
A energia libertada no núcleo aquece as camadas exteriores
Quando a energia libertada não é suficiente para continuar as reacções nucleares
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.
A matéria próxima do núcleo cai para o centro
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.
Estrela de Neutrões ou Pulsar - é 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.
Buraco Negro - é 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
M 28MSol
Resumindo M MSol
M 8 MSol
Supergigante Vermelha
Supergigante Vermelha
Supernova
Supernova
Gigante Vermelha
Estrela de Neutrões ou Pulsar
Buraco Negro
Nebulosa Planetária, cujo centro é uma Anã Branca
Nebulosa
Nucleossíntese Interestrelar
Nucleossíntese Primordial
Formação dos primeiros átomos
Formação das estrelas nuclossíntese estrelar do hidrogénio ao ferro
Morte das estrelas: génese dos elementos
de número atómico superior ao do ferro
até ao urânio
Nucleossíntese interestelar: lítio, berílio,
boro
H →He
Fase principal na vida
da estrela
H →He
He→C,O
Gigante vermelha
H →He
He→C,O
……….Fe Supergigante vermelha
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”.