Nucleossintese
Transcript of Nucleossintese
• Nucleossíntese primordial
• Nucleossíntese estelar.
• Nucleossíntese interestelar.
• Abundância relativa dos elementos no Universo.
A origem dos elementos químicos
A origem do Universo
No Universo existiam apenas fotões e
partículas subatómicas: eletrões e
positrões, os quarks e os antiquarks.
Explosão
Arrefecimento
Cerca de 3 minutos depois do BigBang, o Universo já se
encontrava suficientemente frio (T = 3x108 k).
Interação entre os protões e os neutrões, dando origem aosprimeiros núcleos leves – Nucleossíntese primordial.
Pe
rmit
e
He4
2
H2
1
He3
2
Hélio-3 Hélio-4
Li7
3
Lítio-7
Após a Nucleossíntese primordial, a expansão e oarrefecimento do Universo continuaram.
300 mil anos depois do Big Bang é que a temperatura baixoupara 3000 K, permitindo que os núcleos atómicoscapturassem eletrões, formando-se assim, os primeirosátomos estáveis.
Pressão gravitacional
Existindo massa, existe atração gravitacional
Nuvem de Gás
Proto-estrela
ESTRELA
Início das reações deFusão Nuclear
Nasceu uma nova estrela !
FotosferaCoração da
estrela
Fusão do hidrogénio com produção de hélio
EnergiaeHeH
0
1
4
2
1
1 24
Coração da estrela
A energia libertada (6,43x1011 J por grama de hélio), propaga-se
até à zona exterior.
A estrela começa a brilhar
As quantidades de energia libertadas intensificam a agitaçãodas partículas, originado forças de pressão que tendem aexpandir a matéria estelar, contrariando a força gravítica, quetende 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.
EnergiaeHeH
0
1
4
2
1
1 24
Quando todo o hidrogénio de transforma em hélio, o coração daestrela contrai-se. O coração da estrela reaquece, a temperaturaaumenta permitindo novas reações nucleares.
O hélio transforma-se em carbono
EnergiaCHe 12
6
4
23
Estrela gigante vermelha
A energia libertada na fusão do hélio propaga-se à volta do núcleo,aumentando a sua temperatura, levando à fusão do hidrogénio aíexistente em hélio.
A temperatura da parte superficial da estrela diminui, ficando comuma aspeto avermelhado.
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
Se:Mestrelas ≤ 8 x MSol (M0)
Nebulosas planetárias Anã Branca
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
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.
EnergiaOHeC 16
8
4
2
12
6
EnergiaNeHeO 20
10
4
2
16
8
pPOO 31
15
16
8
16
8
EnergiaMgHeNe 24
12
4
2
20
10
Fase da supergigante vermelha
Nova contração do núcleo da estrela.
Fusão do silício e do enxofre em ferro.
Supergigante vermelha
Reações nucleares nas camadas exteriores.
Expansão das camadas exteriores devido à energia
propagada do interior
Fase da SupernovaParagem das reações nucleares
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
FenFe 60
26
59
26
FenFe 61
26
60
26
EnergiaeCoFe 61
27
61
26
EnergiaeNiCo 61
28
61
27
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
Se: Mestrela ≤ 25 M0
Equilíbrio entre as forças
de pressão dos neutrões e a
força da gravidade
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
Se: Mestrela > 25 M0
Nada escapa, nem mesmo
a luz – Buraco negro
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
NASCIMENTO
VIDA e MORTE
Mestrelas ≤ 8 x MSol (M0)
Mestrelas > 8 x MSol (M0)
Mestrelas > 25 MSol (M0)
Mestrelas ≤ 25 MSol (M0)
Estrela
Estrela
Proto-estrela
Nuvem em contração
Pulsar
Buraco Negro
Supergigante Vermelha
Supernova
Gigante Vermelha
Nebulosa Planetária
Anã Branca
• Raios cósmicos - protões e/ou eletrões de grande energiacinética, provenientes de supernovas e outros fenómenoscósmicos. Estas partículas colidem com elementos existentesno 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"
Formação de Elementos por Fusão16O + 16O 32S + energia4He + 16O 20Ne + energia
Elementos Leves Elementos Pesados
4 (1H) 4He + energia3(4He) 12C + energia12C + 12C 24Mg + energia4He + 12C 16O + energia28Si + 7(4He) 56Ni + energia 56Fe
Branco - Big Bang Rosa – Raios CósmicosAmarelo – Estrelas Pequenas Verde – Estrelas Gigantes
Azul - Supernova
Atualmente, esta é a composição apenas do sistema solar.
A composição varia de lugar para lugar no universo, e entre objetos diferentes.
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%