A Origem Dos Elementos

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A Origem Dos Elementos

  1. 1. A ORIGEM DOS ELEMENTOS QUÍMICOS
  2. 2. A Evolução do Universo A evolução do Universo surgiu na sequência de reacções nucleares entre partículas fundamentais no meio cósmico, cujo efeito mais importante foi a formação dos elementos químicos.
  3. 3. Podemos ordenar essas sequências em… -Nucleossíntese durante o Big Bang ou Primordial - Nucleossíntese durante a evolução estelar -Nucleossíntese interestelar.
  4. 4. Nucleossíntese durante o Big Bang ou Primordial A diminuição da temperatura permitiu a génese de protões (p) e neutrões (n). Cerca de 3 minutos depois do Big Bang, à temperatura de aproximadamente de 300 milhões de Kelvin, os protões e os neutrões ligaram-se entre si para formar os primeiros núcleos dos átomos, fenómeno designado por Nucleossíntese.
  5. 5. Cerca de 300 000 anos após o Big Bang e à temperatura de apenas 3000K, deixaram de existir electrões a livres. Estes ligaram-se aos núcleos, formando os primeiros átomos: de Hidrogénio-1, Deutério, de Hélio-3, Hélio-4 e Lítio-7
  6. 6. O Aparecimento do Hidrogénio e do Hélio. A formação dos núcleos atómicos no Universo primitivo foi o resultado de reacções nucleares. Em primeiro lugar, um neutrão (n) e um protão (p) juntaram-se para originar Deutério (isótopo de hidrogénio), libertando radiação gama (γ). Depois, o Deutério juntou-se a um neutrão ou a um protão para dar, respectivamente Trítio ou Hélio-3 O Trítio e o Hélio capturaram um protão ou um neutrão, dando Hélio-4 (o isótopo pesado e mais comum do Hélio). Finalmente, o Hélio-4, colidindo com o Trítio ou com Hélio-3, origina Lítio-7 ou Berílio-7.
  7. 7. Consequência… Como consequência da síntese atómica referida anteriormente, os fotões deixaram de interagir continuamente com a matéria e o Universo tornou-se transparente à radiação electromagnética, foi esta radiação primordial, arrefecida pela expansão do Universo dias de hoje, que deu origem à radiação de fundo.
  8. 8. Podemos Concluir …
  9. 9. Nucleossíntese estelar • O nascimento das estrelas pode ser idêntico em todas elas, contudo o seu fim depende muito da massa inicial.
  10. 10. Estrutura de uma Estrela O interior da estrela onde ocorre a fusão do hidrogénio é o núcleo ou coração da estrela, que se encontra a uma temperatura muito elevada; à sua volta, a temperatura é mais baixa. Ao fim de alguns milhões de anos, a estrela entra na sua fase “adulta”.
  11. 11. Fase Adulta Um efeito de expansão contrário ao da atracção gravitacional, criando uma situação de grande estabilidade na estrela, correspondente à fase principal da sua vida. As estrelas mais maciças (mais pesadas) queimam mais rapidamente o Hidrogénio porque necessitam de maior quantidade de energia para equilibrar a contracção gravitacional; por isso, são mais quentes (temperatura elevada), têm um tempo de vida menor e brilham mais.
  12. 12. A fase principal da vida de uma estrela termina quando o hidrogénio do seu núcleo, consumido nas sucessivas reacções de fusão nuclear, esgota-se, originando a contracção da estrela (como as forças que contrariam a atracção gravitacional deixam de existir, o núcleo da estrela contrai-se, ao passo que as camadas exteriores se expandem) e evolui de uma forma que depende da sua massa.
  13. 13. Consoante a Massa é a sua evolução Para: - Gigante Vermelha - Supergigante Vermelha
  14. 14. Constituição da Gigante Vermelha No núcleo ou coração, ocorre a fusão do hélio em carbono e oxigénio. Na camada fina, que envolve o núcleo, continua a ocorrer a fusão do hidrogénio em hélio. Na camada exterior expandida, de cor avermelhada não há reacções nucleares.
  15. 15. Gigante Vermelha → Anã branca A temperatura do núcleo continua a aumentar e dá-se a fusão do He→C . O Hélio é todo consumido, o núcleo arrefece (não tem uma temperatura suficientemente alta para que ocorram reacções de fusão.) Como consequência, a parte exterior da estrela, constituída por gás ionizado, expande-se, e libertam um material que fica a sua volta. Forma- se a Nebulosa Planetária. A parte central da estrela continua a contrair-se, até se transformar numa anã branca
  16. 16. Nebulosa planetária Apresenta um aspecto transparente e difuso.
  17. 17. Anã Branca A parte central da estrela continua a contrair-se, até se transformar numa Anã branca.
  18. 18. Constituição da Supergigante Vermelha Desenvolve-se, uma estrutura em casca de cebola, com os elementos mais pesados no centro. Quando se atinge a fase em que a parte central do núcleo da estrela é constituída apenas por ferro, as reacções de fusão no núcleo cessam, a estrela contrai-se, provocando um grande aumento de densidade e temperatura. O processo culmina com a explosão de uma Supernova.
  19. 19. Supergigante Vermelha → Supernova As reacções de fusão nuclear não param quando o hélio se esgota, mas continuam até à produção de núcleos de ferro. A estrela colapsa sobre o efeito da gravidade. O núcleo começa a aquecer e a tornar-se denso. Ocorre a formação de neutrões a partir da fusão de protões e electrões. As camadas mais externas comprimem o núcleo de neutrões, a temperatura aumenta e Explode, originando a Supernova.
  20. 20. Supernova Depois da explosão, a Supernova continua a evoluir, acabando por se transformar num pulsar (estrelas de neutrões) ou num Buraco negro, consoante a massa.
  21. 21. Quasares e Buracos Negros Quasares ou estrelas de neutrões. A Buracos negros - O núcleo estelar torna- compressão cada vez maior leva a se ainda mais denso do que o pulsar, que os núcleos colidam e se causando um fim mais drástico para a desagreguem dando origem a um Supernova. De facto, o que resta da pulsar ou a uma estrela de neutrões estrela concentra-se ainda mais e acaba - uma esfera relativamente por se transformar num buraco negro – pequena, com cerca de 20Km de uma região do espaço com uma massa diâmetro, mas de elevada tão elevada que a sua força gravitacional densidade. não permite que quer a matéria quer a energia consigam escapar.
  22. 22. NUCLEOSSÍNTESE INTERESTELAR No entanto, há elementos com uma génese diferente, tendo sido formados por colisão de outros elementos com raios cósmicos (partículas constituídas por protões e electrões de grande energia cinética, provenientes de Supernovas e outros fenómenos cósmicos). No espaço interestelar, a colisão dos raios cósmicos com certos elementos pode provocar a cisão destes, formando-se elementos mais leves, ainda inexistente, como o Lítio-6, o Berílio e o Boro.
  23. 23. Abundância dos Elementos Na Terra No Universo

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