O documento descreve como as estrelas formam elementos químicos através de reações nucleares. Inicialmente, estrelas se formam a partir de nuvens de gás que colapsam sob gravidade. Isto libera energia e inicia a fusão do hidrogênio em hélio. Com o tempo, elementos mais pesados como carbono e oxigênio são formados. Quando as estrelas morrem, elementos ainda mais pesados como ferro são criados em supernovas. Assim, as estrelas produzem a maioria dos elementos no universo ao longo de suas vidas

2. Formação estelar de elementos químicos
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A observação astronómica sistemática permitiu deduzir que a formação
dos elementos químicos no Universo tem origem na evolução das estrelas.
Proto-estrelas e fusão de núcleos de hidrogénio
Uma estrela forma-se a partir de grandes
nuvens de gases (principalmente
hidrogénio) e poeiras (cinzas ou restos de
outras estrelas já extintas) que se contraem
por efeito de atração gravitacional. É a fase
de proto-estrela.
Daniela Pinto

3. A energia libertada nas reações de fusão nuclear do hidrogénio propaga-se
até ao exterior da estrela. A estrela começa a brilhar.
Nascimento de uma estrela
3
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4. 4
Protoestrela
contrai
Colisões são
cada vez
maiores
Temperatura
aumenta até
12 mil °C
(temperatura
crítica)
Início da
transformação
de hidrogénio
em hélio.
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5. Vida estável de uma estrela
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Liberta-se
energia
Aumenta a
agitação das
partículas
Originando
Forças que
provocam a
sua
expansão.
Expansão contrariada
pela atração gravítica
ProvocaContraçãodesta
forma
A estrela
mantém o
equilíbrio.
Fase de vida
estável, a que
também se chama
sequência principal.
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6. 6
Origina
Carbono.
Provoca a
fusão dos
núcleos de He
Aquece de
novo (120 mil
⁰C)
Estrela volta a
contrair
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7. Zona mais exterior da estrela (onde não ocorrem reações nucleares)
Expande-se muito
Arrefece
Torna-se avermelhada
Transformando-se
Gigante vermelha Supergigante.
Formação de elementos químicos
após a vida estável da estrela
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8. Hidrogénio esgota no núcleo das estrelas
Não há produção de energia capaz de contrariar
a atração gravítica
Núcleo contrai
Contração aumenta a temperatura no núcleo
Novas reações nucleares são desencadeadas.
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9. Formação de elementos químicos
após a vida estável da estrela
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10. Quando se esgota o hélio no núcleo das supergigantes deixa de
se libertar energia, mas a contração provoca o enorme
aquecimento do núcleo, aumentando muito a sua temperatura,
iniciando-se assim, novas reações nucleares:
- o carbono produz néon e magnésio;
- o oxigénio produz silício e enxofre.
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11. 11
Quando estes elementos se esgotam o coração da estrela volta a contrair-
se e iniciando novas reações nucleares: o silício e o enxofre produzem
ferro.
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12. Quando no núcleo das estrelas se esgota o seu combustível– o hidrogénio
– inicia-se o seu envelhecimento e finalmente as estrelas morrem.
Mestrela  8 Msol
Morte das estrelas
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Nesta fase podem ocorrer duas situações, dependendo da massa inicial da
estrela.
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13. Nebulosa planetária e Anã Branca: fim de uma estrela como o Sol –
após expulsar a sua atmosfera exterior, fica muito densa (apenas
carbono – como um “diamante no céu”).
Supernova, pulsar e buraco negro: fim de uma estrela maior que o Sol
(2 a 100 vezes) – na nova contração, como tem mais massa, logo mais
energia, leva a uma temperatura suficientes para fundir os núcleos de
Hélio e Carbono em Oxigénio.
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14. Núcleo das supergigantes
deixa de produzir energia
Contrai muito
Aquece
Formam-se as supernovas.
Há formação de elementos químicos
mais pesados (do ferro ao urânio).
Se a massa da estrela for até 25 x a do Sol (8-
25) dá origem a uma estrela de neutrões
(pulsar) que tem uma rápida rotação e emite
ondas de rádio é matéria mais densa que na
Anã Branca.
Se a massa da estrela for superior ou igual a 25
vezes a do Sol, o resíduo torna-se ainda mais
denso com uma força gravitacional que nem a
luz escapa – Buraco negro.
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15. Mestrela  8 Msol
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Daniela Pinto

16. Reações nucleares
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Nas reações químicas correntes:
 os núcleos dos átomos não são alterados;
 os elementos químicos do sistema reacional mantêm-se, havendo
apenas alteração das unidades estruturais do sistema reacional;
 as energias postas em jogo são bastante modestas, comparadas com
as energias produzidas nas reações nucleares.
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17. Reações de fusão nuclear – pequenos núcleos juntam-se (fundem-se)
produzindo núcleos atómicos de maior massa e mais estáveis, havendo
libertação de energia. 2 3 4 1
1 1 2 0H H He n energia   
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Reações de fissão (cisão) nuclear – núcleos de átomos “pesados” são
bombardeados com neutrões, dando origem a fragmentos de massas
semelhantes, à emissão de alguns neutrões e a libertação de grande
quantidade de energia. 235 1 143 91 1
92 0 56 36 03U n Ba Kr n E    
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18. 18
3 4He  12C + 7,03 x l09 kJ /mol
Reação nuclear de fusão
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19. 19
Reação nuclear de fissão
235 1 143 91 1
92 0 56 36 03U n Ba Kr n E    
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20. Reações em cadeia
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Daniela Pinto

21. Nas estrelas ocorrem reações nucleares que libertam grande quantidade
de energia sob a forma de radiação  (alfa),  (beta) e (gama).
4 2 4
2 2
0 0
1 1
0
0
He ou radiação alfa
ou e radiação beta
radiação gama





 



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Reações nucleares
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22. Escrita de equações de reações nucleares
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Obedece às seguintes regras [1] :
Regra Z – A soma dos números atómicos das partículas reagentes é igual à
soma dos números atómicos dos produtos da reação;
Regra A – A soma dos números de massa das partículas reagentes é igual
à soma dos números de massa dos produtos da reação.
[1] Além da regra geral de escrita das equações químicas designada “regra da neutralidade
ou de conservação de cargas”
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23. Escrita de equações de reações nucleares
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Regra Z:
92 + 0 = 56 + 36 + 0
Regra A:
235 + 1 = 142 + 91 + 3x1
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24. Distribuição dos elementos químicos
no Universo
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Hidrogénio, com 60,3% - mais abundante
Hélio, com 36,5%
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