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

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

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Daniela Pinto

4

Protoestrela contrai

Colisões são cada vez maiores

Temperatura aumenta até

12 mil °C (temperatura

crítica)

Início da transformação de hidrogénio

em hélio.

Daniela Pinto

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 Provoca Contração desta

forma

A estrela mantém o equilíbrio.

Fase de vida estável, a que

também se chama sequência principal.

Daniela Pinto

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Origina Carbono.

Provoca a fusão dos

núcleos de He

Aquece de novo (120 mil

⁰C)

Estrela volta a contrair

Daniela Pinto

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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Daniela Pinto

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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Daniela Pinto

Formação de elementos químicos

após a vida estável da estrela

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Daniela Pinto

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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Daniela Pinto

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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.

Daniela Pinto

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.

Daniela Pinto

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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Daniela Pinto

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. 14

Daniela Pinto

Mestrela 8 Msol

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Daniela Pinto

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.

Daniela Pinto

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

Daniela Pinto

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3 4He 12C + 7,03 x l09 kJ /mol

Reação nuclear de fusão

Daniela Pinto

19

Reação nuclear de fissão 235 1 143 91 1

92 0 56 36 03U n Ba Kr n E

Daniela Pinto

Reações em cadeia

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Daniela Pinto

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

Daniela Pinto

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”

Daniela Pinto

Escrita de equações de reações nucleares

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Regra Z:

92 + 0 = 56 + 36 + 0

Regra A:

235 + 1 = 142 + 91 + 3x1

Daniela Pinto

Distribuição dos elementos químicos

no Universo

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Hidrogénio, com 60,3% - mais abundante

Hélio, com 36,5%

Daniela Pinto