A origem dos elementos químicos ocorre principalmente por meio de três processos: nucleossíntese primordial no início do Universo, nucleossíntese estelar dentro das estrelas, e nucleossíntese interestelar por raios cósmicos. Os elementos mais leves são formados no Big Bang, enquanto os elementos pesados são produzidos no interior e ao redor de estrelas massivas.

1. A origem dos elementos químicos
• Nucleossíntese primordial
• Nucleossíntese estelar.
• Nucleossíntese interestelar.
• Abundância relativa dos elementos no Universo.

2. A origem do Universo

3. No Universo existiam apenas fotões e
partículas subatómicas: eletrões e
positrões, os quarks e os antiquarks.
Explosão
Arrefecimento

4. Cerca de 3 minutos depois do BigBang, o Universo já se
encontrava suficientemente frio (T = 3x108 k).
Permite
Interação entre os protões e os neutrões, dando origem aos
primeiros núcleos leves – Nucleossíntese primordial.
Hélio-3 Hélio-4
He 4
2
H 2
1
He 3
2
Lítio-7
Li 7
3

5. Após a Nucleossíntese primordial, a expansão e o
arrefecimento do Universo continuaram.
300 mil anos depois do Big Bang é que a temperatura baixou
para 3000 K, permitindo que os núcleos atómicos
capturassem eletrões, formando-se assim, os primeiros
átomos estáveis.

6. Pressão gravitacional
Existindo massa, existe
atração gravitacional

7. Nuvem de Gás
Proto-estrela
Início das reações de
Fusão Nuclear
ESTRELA
Nasceu uma nova
estrela !

8. Fotosfera
Coração da
estrela
Coração da estrela
Fusão do hidrogénio com
produção de hélio
0
1
4 1
4
2
1 2
H He  e  Energia 
A energia libertada (6,43x1011 J
por grama de hélio), propaga-se
até à zona exterior.
A estrela começa a brilhar

9. As quantidades de energia libertadas intensificam a agitação
das partículas, originado forças de pressão que tendem a
expandir a matéria estelar, contrariando a força gravítica, que
tende a comprimi-la.
Fase principal da vida da estrela
A sua duração depende da massa inicial.
As estrelas mais espessas queimam mais rapidamente o
hidrogénio, isto é, duram menos, mas brilham mais.

10. 0
1
1
1 4 2
4
2
H He  e  Energia 
Quando todo o hidrogénio de transforma em hélio, o coração da
estrela contrai-se. O coração da estrela reaquece, a temperatura
aumenta permitindo novas reações nucleares.
O hélio transforma-se em carbono
He C  Energia 12
6
4
2 3

11. A energia libertada na fusão do hélio propaga-se à volta do núcleo,
aumentando a sua temperatura, levando à fusão do hidrogénio aí
existente em hélio.
A temperatura da parte superficial da estrela diminui, ficando com
uma aspeto avermelhado.
Estrela gigante
vermelha

12. Fase da estrela gigante vermelha
No núcleo da estrela 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
A camada exterior
expande-se, ganhando
cor vermelha

13. Se:
Mestrelas ≤ 8 x MSol (M0)
Nebulosas planetárias Anã Branca

14. Esquema de formação da Nebulosa planetária
Resíduo estelar
central – Anã Branca
Frente de
choque
Invólucro
exterior em
expansão
Vento rápido de
matéria e energia,
ejetado do interior
da estrela

15. Se: Mestrelas > 8 x MSol (M0)
A força gravitacional é bastante superior, podendo sustentar a formação de
outras reações que a partir do carbono e hélio levam à formação de elementos
mais pesados, como o oxigénio, o néon, o magnésio, silício, o enxofre, etc.
C He O  Energia 16
8
4
2
12
6
O He Ne  Energia 20
10
4
2
16
8
O O P  p 31
15
16
8
16
8
Ne He Mg  Energia 24
12
4
2
20
10

16. Fase da supergigante vermelha
 Nova contração do núcleo da estrela.
 Fusão do silício e do enxofre em ferro.
 Reações nucleares nas camadas exteriores.
 Expansão das camadas exteriores devido à energia
propagada do interior
Supergigante vermelha

17. Paragem das reações nucleares Fase da Supernova
Energia libertada no núcleo não é
suficiente para provocar a fusão do ferro
Colapso rápido do núcleo de ferro da
estrela, devido à gravidade
Libertação de gigantescas quantidades de energia, que aquecem brutalmente
as camadas exteriores, aquecendo-as e empurrando-as para o espaço, a
velocidade elevada (supernova)
Novas reações nucleares, no envelope gasoso, em expansão, onde se
produzem os elementos mais pesados, do ferro ao urânio

18. Fe n Fe 60
26
59
26  
Fe n Fe 61
26
60
26  
Fe Co  e  Energia 61 
27
61
26
Co Ni  e  Energia 61 
28
61
27

19. Se: Mestrela ≤ 25 M0
 Compressão cada vez maior do resíduo estelar, o que leva à
desagregação dos núcleos, por colisão
 Transformação dos protões em neutrões, dando origem a
uma estrela de neutrões ou Pulsar
Equilíbrio entre as forças
de pressão dos neutrões e a
força da gravidade

20. Se: Mestrela > 25 M0
 O resíduo estelar torna-se ainda mais denso que a estrela de neutrões
A força da gravidade é tão elevada que nenhuma força interior
consegue compensar
Nada escapa, nem mesmo
a luz – Buraco negro

21. A grande maioria dos elementos químicos, desde
o carbono até ao urânio, são produzidos no
interior das estrelas ou aquando da sua morte.
Por isso, a sua génese (causa, origem…)
denomina-se por

22. NASCIMENTO
Mestrelas ≤ 8 x MSol (M0)
Mestrelas > 8 x MSol (M0)
Mestrelas > 25 MSol (M0)
VIDA e MORTE
Mestrelas ≤ 25 MSol (M0)
Estrela
Estrela
Proto-estrela
Nuvem em contração
Pulsar
Buraco
Negro
Supergigante
Vermelha
Supernova
Gigante
Vermelha
Nebulosa
Planetária
Anã
Branca

23. • Raios cósmicos - protões e/ou eletrões de grande energia
cinética, provenientes de supernovas e outros fenómenos
cósmicos. Estas partículas colidem com elementos existentes
no espaço interestelar, dividindo e originando elementos leves,
inexistentes na Nucleossíntese Primordial e Estelar:
o lítio-6, o berílio e o boro
completando a formação dos elementos químicos.
"somos feitos de matéria cósmica, somos poeiras de
estrelas"
"somos irmãos das rochas e primos das estrelas"

24. Formação de Elementos por Fusão
41H6Oe ++ 1166OO 2302NS e+ + e neenregrigaia
28Si14 2H+C e37 4+ ((+ 44 (H1H112H2eCeC)) 1 2542646HCOMNe i+g+ e+e en neneenerregrgrgrigiagaiiaia 56Fe
Elementos Leves Elementos Pesados

25. Branco - Big Bang Rosa – Raios Cósmicos
Amarelo – Estrelas Pequenas Verde – Estrelas Gigantes
Azul - Supernova

26. O elemento mais abundante no Universo é o hidrogénio, com cerca de 90 % em número
de átomos, seguido do Néon, com 8%.
_ Elemento por % átomos
10. Magnésio (Mg) 0.03%
9. Cloro (Cl) 0.04%
8. Sódio (Na) 0.06%
7. Enxofre (S) 0.06%
6. Fósforo (P) 0.20%
5. Cálcio (Ca) 0.24%
4. Nitrogénio (N) 1.48%
3. Carbono (C) 9.99%
2. Oxigénio (O) 26.33%
1. Hidrogénio (H) 61.56%
Atualmente, esta é a composição apenas do sistema solar.
A composição varia de lugar para lugar no universo, e entre objetos diferentes.