Origem dos elementos químicos

1. Origem dos elementos químicos
Pesquisas realizadas nos últimos anos
permitiram identificar os seguintes processos de
de formação dos elementos químicos:
 Nucleossíntese primordial (segundos após o Big Bang );
 Nucleossíntese durante a evolução estelar;
 Nucleossíntese interestelar.

2. - síntese do deutério
- síntese do hélio-3
- síntese do hélio-4
- síntese do lítio-7
Nucleossíntese Primordial
Cerca de um minuto e meio após o Big Bang, o
Universo já se encontrava suficientemente frio
(T@ 10
9
K) para permitir a interacção entre
protões e neutrões, dando origem aos primeiros
núcleos leves, fenómeno conhecido por
nucleossíntese primordial.

3. Nascimento de estrelas
Com a expansão do Universo, os átomos formados , foram-se
aglutinando em nuvens de gás, que vão condensando e devido à
atracção gravitacional, vão originar aglomerados de matéria : as
Protoestrelas.
A contracção da protoestrela, por acção da própria gravidade , provoca
um aumento da sua pressão e temperatura, criando condições para a
ocorrência de reacções nucleares de transformação de Hidrogénio em
Hélio , acompanhada de libertação de energia sob a forma de radiação
ou seja dá-se o nascimento de uma Estrela.

4. Nucleossíntese durante a evolução
da estrela- Fase Principal
A ocorrência de reacções nucleares provoca um efeito de expansão
contrário ao da atracção gravitacional, criando-se uma situação de
grande estabilidade da estrela, correspondente à fase principal da
sua vida.
A duração desta fase depende da sua massa inicial. As estrelas mais
maciças queimam mais rapidamente o Hidrogénio, porque
necessitam de maior quantidade de energia para equilibrar a
contracção gravitacional e por isso são mais quentes, brilham mais e
duram menos. São estrelas branco-azuladas.

5. Fase de Gigante Vermelha
Estrelas tipo Sol (M£ 8 M
Sol)
Quando todo o Hidrogénio se transforma em Hélio, as forças que
contrariam as forças gravitacionais deixam de existir; o coração da estrela
contrai-se, este reaquece a temperatura aumenta de tal modo que que
permite novas reacções nucleares. O Hélio transforma-se em carbono e
oxigénio. A energia libertada é tal , que faz expandir a camada exterior da
estrela. Essa expansão faz diminuir a temperatura da parte mais
superficial, que se torna mais avermelhada e se transforma numa estrela
gigante vermelha
E = 6,42 x 10
10
J/g de carbono produzido
E = 7,8 x 10
10
J/g de oxigénio produzido

6. Gigante Vermelha
E =
6,42 x 1010 J/g de
carbono produzido

7. Evolução da Gigante Vermelha
M £ 8 M
sol
No final da fase de gigante vermelha,
enquanto no coração finalizam as
reacções nucleares, há uma ejecção
de um “vento” rápido de matéria e
energia para o exterior e que é
empurrado para o espaço, formando
uma nebulosa planetária.
No coração da estrela há contracção
do núcleo, devido à gravidade, com
aumento de temperatura e densidade.
Os núcleos e electrões exercem uns
sobre os outros forças de pressão, que
equilibram a força da gravidade.
 O coração da estrela pára de se
contrair, é agora uma anã branca.
O arrefecimento progressivo irá
transformá-la numa anã castanha e
numa anã negra.

8. Para estrelas maciças, quando
todo o Hélio se consome no
coração da estrela, esta contrai-se
e reaquece. A energia então
libertada é suficiente para a fusão
do carbono em néon e magnésio e
a do oxigénio em silício e enxofre .
No coração da estrela há nova
contracção quando se esgotam o
carbono e o oxigénio.
Com o reaquecimento devido à
contracção dá-se fusão do silício e
do enxofre em ferro .
Nas camadas exteriores
prosseguem reacções nucleares e
há expansão destas camadas
devido à energia propagada a
partir do interior. A estrela atinge
a fase de super gigante
vermelha
Estrelas maciças
Fase de Supergigante vermelha
(M > 8 Msol)

9. Evolução da Supergigante Vermelha
Supernova
Quando se atinge a fase em que a
parte central do núcleo da estrela é
constituída apenas por ferro param as
reacções nucleares, porque não há
energia suficiente para iniciar outras
reacções de fusão.
A partir dessa altura, o coração da
estrela colapsa rapidamente devido à
força gravitacional, libertando
gigantescas quantidades de energia
que atingem as camadas exteriores,
aquecendo-as e empurrando-as pelo
espaço, a velocidades elevadas, numa
descomunal explosão - forma-se uma
supernova.
Ocorrem novas reacções nucleares, no
envelope gasoso, em expansão, onde
se produzem os elementos mais
pesados, do ferro ao urânio

10. Pulsar ou Buraco negro
Para estrelas de massa inferior a
25 vezes a massa do Sol, a
compressão cada vez maior de
resíduo leva a que os núcleos
colidam e se desagreguem dando
origem a um Pulsar ou Estrela
de Neutrões, uma esfera
relativamente pequena, com
cerca de 20 Km de diâmentro,
mas de elevada densidade, que
por efeito de uma rápida rotação,
emite sinais de rádio
Para estrelas de massa superior
a 25 vezes a massa do Sol, o
núcleo estelar torna-se ainda
mais denso do que o do pulsar,
a matéria concentra-se com
uma elevada força de gravidade
e transforma-se num Buraco
Negro, uma região do espaço
com uma massa tão elevada
que a sua força gravitacional
não permite que quer a matéria
quer a energia consigam
escapar.

11. Nucleossíntese interestelar
 O espaço interestelar é atravessado por raios
cósmicos, protões e/ou electrões de grande
energia cinética, provenientes de supernovas e
outros fenómenos cósmicos;
 Há colisão com elementos existentes no espaço
interestelar e provocam a cisão destes
originando elementos leves, inexistentes na
nucleossíntese primordial e na nucleossíntese
estelar;
 é o caso da formação do lítio-6, do berílio e do
boro, completando-se assim a formação dos
elementos químicos.

12. Abundâncias relativas dos
elementos no Universo
O elemento mais abundante no Universo é o
hidrogénio, com cerca de 90 % em número de
átomos;
O hélio é o segundo elemento mais abundante
no Universo, com cerca de 8% em número de
átomos;
seguem-se em abundância, os seguintes
elementos: oxigénio, carbono, néon, azoto,
magnésio, silício, ferro e enxofre;
os elementos mais pesados aparecem em
quantidades mínimas, elementos vestigiais.

13. Síntese do Hélio