Estrutura Atômica Aula 1. Edwin Hubble Efeito Doppler

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  • Com temperaturas iniciais estimadas em 10 9 K, as partculas fundamentais geradas aps o Big Bang possuam muita energia cintica para aproximarem-se nas formas que conhecemos. Entretanto, medida que a expanso prosseguia, o universo esfriava e as partculas passavam a se mover mais devagar. Com isso, elas comearam a se unir sob a influncia de algumas foras. Em particular, a interao forte, uma interao de curto alcance poderosa entre prtons e nutrons que passou a unir essas partculas nos ncleos. medida que a temperatura caia mais, a fora eletromagntica passou a unir eltrons e ncleos para formar tomos.
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  • Os cerca de 110 elementos formados pelas partculas subatmicas diferem uns dos outros pelo nmero atmico (Z), ou seja, o nmero de prtons no ncleo de um tomo do elemento. Vrios elementos possuem istopos, ou seja, tomos com o mesmo nmero atmico mas massas atmicas diferentes. Esses istopos so diferenciados pelo nmero de massa (A), que a soma do nmero de prtons e nutrons em um ncleo. O hidrognio, por exemplo, possui trs istopos. Em todos os casos, Z=1, o que indica que o ncleo contm apenas um prton. O istopo mais abundante possui A=1, representado como 1 H: apenas um prton solitrio no ncleo. Com baixssima abundncia, existe o deutrio, com A=2, indicando que alm do prton, o ncleo contm um nutron. A denominao formal do deutrio 2 H, mas comum encontrar-se o smbolo D. O terceiro istopo radioativo e dura pouco tempo e chama-se trtio ou trcio. O smbolo so 3 H ou T e o ncleo contm dois nutrons alm do prton.
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  • De acordo com a viso atual da cincia cosmolgica, cerca de duas horas aps o incio do universo, a temperatura j havia cado tanto que a maioria da matria havia sido transformada em tomos de hidrognio (89%) e hlio (11%). De certa forma, pouco ocorreu depois disso. At hoje, esses so os elementos mais abundantes do universo. Entretanto, vrias reaes nucleares criaram uma diversidade de outros elementos que vieram enriquecer grandemente a variedade da matria no universo.
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  • As primeiras estrelas resultaram da atrao gravitacional da condensao de nuvens de tomos de hidrognio e hlio. A compresso dessas nuvens sob influncia da gravidade deu origem a altas temperaturas e densidades nos seus interiores, e reaes de fuso comearam a ocorrer medida que os ncleos se combinavam.
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  • H uma liberao de energia toda vez que ncleos leves se fundem para gerar elementos com maior nmero atmico. Por exemplo, a reao nuclear de uma partcula alfa (um ncleo de hlio consistindo de dois prtons e dois nutrons) com um ncleo de carbono-12 gera um ncleo de oxignio-16 e um fton de raio-X.
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  • Os elementos at o nmero atmico 26 (Fe) so formados dentro das estrelas. Tais elementos so os produtos das reaes de fuso nuclear. As reaes envolvem ncleos de H e He e um ciclo complexo catalisado pelos ncleos de carbono.
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  • Quando a fuso do hidrognio termina e o ncleo da estrela colapsa levando a densidade at 108 kg/m3 (100.000 vezes a densidade da gua) numa temperatura de 100 milhes de kelvin, a fuso do hlio se torna vivel. A baixa abundncia do berlio no nosso universo pode ser explicada pelo fato de que o berlio formado por partculas alfa continua reagindo com outras partculas alfa e gera o ncleo de carbono, que mais estvel
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  • O estgio da fuso do hlio no resulta na formao de berlio como produto estvel. Por razes similares, as concentraes de ltio e boro tambm so baixas.
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  • A abundncia relativamente alta de ferro e nquel no universo pode ser explicada pela energia de ligao, que representa a diferena de energia entre as partculas elementares individuais e o ncleo. Ela pode ser representada pela diferena de massa entre os prtons e nutrons e o ncleo que eles formam. Verifica-se que no caso do ferro e nquel, esses elementos so os que possuem maior energia de ligao.
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  • Como os ncleos prximos ao ferro so os mais estveis, a produo de elementos mais pesados exige um consumo de energia. Tais processos incluem a captura de nutrons livres, que no estavam presentes nos estgios iniciais de evoluo estelar, mas so produzidos em reaes tais como: 23 Ne + 4 26 Mg + 1 n
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  • Sob intenso fluxo de nutrons, como nas supernovas (exploses de estrelas com massa 10 vezes maiores do que o Sol), um dado ncleo pode capturar uma srie de nutrons e ir se tornando progressivamente mais massivo. Entretanto, chega-se a um ponto em que o ncleo ejeta um eltron do seu interior na forma de partcula beta (um eltron de alta velocidade). Como o decaimento beta no altera a massa nuclear mas aumenta o nmero atmico em uma unidade, um novo elemento formado
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  • Formao de elementos pesados em supernovas: 98 Mo + 1 n 99 Mo + 99 Mo 99 Tc + e - + O elemento produzido (Tc) pode absorver outro nutron e continuar o processo.