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07-11-2014

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Sumário

Das Estrelas ao átomo – Unidade temática 1

Organização do Universo

• A evolução das estrelas. Ciclo de vida de uma estrela. Reações em núcleos de estrelas de massa idêntica ao Sol e reações em núcleos de estrelas com massa muito superior à do Sol.

• Algumas reações nucleares e as suas aplicações.

• Distribuição atual dos elementos no Universo.

APSA 2 – Fusão e fissão nucleares versus reações químicas.

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Arquitetura do Universo


Com a teoria do Big-Bang o Universo surgiu num estado de grande compressão com temperaturas e

densidades muito elevadas.

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Génese dos primeiros átomos Quando deixaram de existir eletrões livres, estes ligaram-se aos núcleos formando os

primeiros átomos: Hidrogénio (Prótio), Deutério e Hélio.

Formação de quarks e eletrões

Arrefecimento (a temperatura foi diminuindo ao

longo da expansão)

Expansão (inicialmente muito rápida e

depois mais lenta)

Formação de protões e neutrões A diminuição da temperatura, permitiu a génese de protões e neutrões a partir dos

quarks já existentes.

Nucleossíntese primordial Os protões e neutrões ligam-se formando os primeiros núcleos de átomos.

Big-Bang

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Formação das estrelas – nucleossíntese estelar

Continua a compressão

e o aquecimento

Ao continuar a compressão

e o aquecimento

Nuvem de gás em contração

por ação gravitacional

Nuvem de gás

A nuvem de gás continua a comprimir-se e

a aquecer cada vez mais, tornando-se cada

vez mais densa

Protoestrela

Devido ao extremo

aquecimento, iniciam-se

reações de fusão nuclear: nasce

uma estrela

Estrela

• à medida que o Universo se foi expandindo e arrefecendo, os átomos formados pela nucleossíntese primordial aglutinaram-se e formaram nuvens de gás. • A contração destas nuvens, por ação da força gravitacional, deram origem a matéria Protoestelar. • A matéria das protoestrelas comprimiu-se, por ação da força gravítica e foi aquecendo muito (cerca de 10 a 15 milhões de K). Iniciaram-se assim as reações nucleares de fusão do Hidrogénio.

A evolução das estrelas

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O que é uma estrela?

Estrela – é uma enorme nuvem de plasma (gás ionizado) a

altíssimas temperaturas (milhões de graus), constituída

essencialmente por hidrogénio e hélio, e cria a sua própria

energia através de reações nucleares.

As estrelas têm:

• Diferentes cores que indicam diferentes temperaturas.

• Tamanhos distintos.

• Massas variadas.

Quanto maior é uma estrela, mais rapidamente caminha para o fim da sua vida.


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A cor depende da temperatura da superfície da estrela.

As estrelas são classificadas em

sete grupos principais,

denominadas classes

espectrais, das mais quentes

às mais frias: O, B, A, F, G, K, M.

A maior parte das estrelas

encontram-se numa banda

estreita que é designada por

sequência principal.

A massa duma estrela é determinante para a sequência das transformações que irão

ocorrer.


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O brilho duma estrela depende do seu tamanho.


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Uma estrela tem que ter uma massa

acima de um determinado valor

crítico (aproximadamente 81 vezes a

massa de Júpiter) para que se deem

reações de fusão nuclear no seu

interior.

A fusão nuclear é uma reação onde

há combinação de dois núcleos

pequenos, formando núcleos de

maior massa.

Fusão nuclear

Reações nucleares

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Fusão nuclear nas estrelas da “Sequência Principal”

Não se formam elementos mais “pesados” porque a densidade e a temperatura não

são suficientemente elevadas (T 5 x 108 K).

Reações nucleares

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Algumas partículas

Reações nucleares

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Outros exemplos de reações de fusão nuclear

Reações nucleares

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Fase principal da vida de uma estrela

A fusão do hidrogénio ocorre no núcleo ou coração da

estrela, que se encontra a temperatura muito elevada; à sua

volta a temperatura é mais baixa.

Para o nosso Sol estas reações de fusão irão continuar por

cerca de 5 mil milhões de anos, até que o hidrogénio se

esgote.


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A duração da fase principal da vida das estrelas depende da sua massa inicial.

Estrelas mais maciças Queimam mais rapidamente o Hidrogénio, pois necessitam de maior quantidade de energia para equilibrar a concentração

gravitacional. A sua temperatura é mais elevada: duram menos e brilham mais.


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Big Bang Origina

Universo de: Espaço Tempo Energia

Por expansão muito rápida e

consequente arrefecimento

surgem

Partículas elementares: Quarks, neutrinos e

eletrões

Em contínua expansão e

arrefecimento, surgem

Núcleos atómicos Eletrões livres

Primeiros átomos: H – 2/3

He – 1/3

Sempre em expansão e

arrefecimento, dá-se a nucleossíntese

ou génese dos elementos

À medida que o Universo se ia expandindo e arrefecendo os átomos aglutinaram-se e

surgiram…


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Nuvens de gás Primeiras estrelas

Galáxias Enxames galáxias

Estrelas tipo Sol Estrelas gigantes

Evoluindo as estrelas para

Onde ocorrem Reações nucleares H He

O núcleo contrai-se e aquece a Estrela que se expande…

Quando o hidrogénio acaba no núcleo da estrela

Originando uma Gigante Vermelha


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Na fase de Gigante Vermelha

A energia libertada na fusão do Hélio propaga-se a uma camada fina em volta do

núcleo, aumentando a temperatura desta e levando à fusão do Hidrogénio aí existente

em Hélio. Essa libertação de energia provoca uma expansão na camada exterior da

estrela rica em Hidrogénio, e onde não ocorre nenhuma fusão nuclear o que faz diminuir

a temperatura da parte superficial da estrela que assume um aspeto avermelhado.


• Coração: He C e o C O

• Camada em volta do núcleo: H He

• Camada exterior expandida tem cor avermelhada:

Não há reações nucleares

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Estrela (0,8 M0 < M ≤ 8 M0)

Se for

Resíduo estelar – Anã branca

Origina

Gigante vermelha

Nas estrelas como o Sol ou de massa inferior a 8 vezes a massa do Sol:

No coração: dá-se a finalização das reações nucleares de produção do Carbono e Oxigénio.

Invólucro Exterior: recebe um vento rápido de matéria e energia proveniente do coração,

que é empurrado para o espaço formando as Nebulosas Planetárias.

Da Gigante Vermelha às Nebulosas Planetárias

Evolui para


M0 = massa do Sol

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Simulação da evolução de uma estrela como o

Sol, que passa para a fase Gigante Vermelha,

ejeta uma Nebulosa Planetária e transforma-

se numa Anã Branca.

A Anã Branca arrefece e emite cada vez menos luz transformando-se num resíduo

estelar sem brilho e frio.

A dado momento a força da gravidade é equilibrada pelas forças de pressão. O

coração da estrela pára de se contrair formando uma esfera de matéria

incandescente de densidade elevada: uma Anã Branca

Da Nebulosa Planetária à Anã Branca


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Na fase de Supergigante Vermelha

Nesta fase, as reações nucleares prosseguem nas camadas exteriores as quais se expandiram devido á energia propagada no seu interior: fase da estrela Supergigante Vermelha.

A energia libertada no coração da estrela não é suficiente para que se inicie a fusão do ferro.


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imagens d fk/mevolsol.gif

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Estrela supergigante (8 M0 < M < 25 M0)

Estrela de neutrões ou pulsar

Origina

Da Supergigante Vermelha à Supernova

Supergigante Vermelha

Evolui para


Se for

M0 = massa do Sol

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Da Supergigante Vermelha á Supernova

O coração da estrela de ferro colapsa rapidamente devido ás forças gravitacionais,

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 a Supernova.

Simulação da explosão de uma estrela maciça ao atingir o

estado de Supernova.

Devido ás elevadas temperaturas dá-se a explosão da Supernova, onde há génese dos elementos de número atómico superior ao Ferro até ao Urânio.


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imagens d fk/snexplosion.gif

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Da Supernova á Estrela de Neutrões ou Pulsar

Para massas inferiores a 25 vezes a massa do Sol, a Supernova transforma-se

numa Estrela de Neutrões.

O coração da estrela é agora um cadáver estelar muitíssimo denso, constituído

essencialmente por neutrões.


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Estrela supergigante (M > 25 M0)

Buraco Negro

Origina

Da Supergigante Vermelha à Supernova

Supergigante Vermelha

Evolui para

Se for


M0 = massa do Sol

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Da Supernova ao Buraco Negro

Para massas superiores a 25 vezes a massa do Sol, a Supernova transforma-

se em Buraco Negro.

Devido á sua extrema densidade e não havendo nada que trave a contração

gravitacional, o resíduo estelar transforma-se num Buraco Negro que engole

tudo á sua volta.


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Estrela a ser engolida por um Buraco Negro


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Resumindo o ciclo de vida de uma estrela


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A evolução das estrelas, resumo

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A evolução dos elementos, resumo

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A evolução dos elementos, resumo

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Representação simbólica das equações

Reações nucleares

XAZ

Representação de um nuclido

A escrita das equações correspondente às reações nucleares devem:

• Conservar o número de nucleões: a soma dos números de massa deve ser igual nos dois membros da equação;

• Conservar a carga total: a soma dos números atómicos deve ser igual nos dois membros da equação;

Energia He2 p Li 42

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Exemplo:

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A fissão nuclear

Quando núcleos muito mais pesados, isto é, núcleos com número de massa muito

elevado, são desagregados por colisão com núcleos mais pequenos, as reações são

chamadas de fissão nuclear (ou cisão nuclear). Um exemplo é a reação de fissão

nuclear do urânio, usada na produção de energia.

Reações de fissão nuclear

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A fissão nuclear

Reações de fissão nuclear

Conforme já vimos nesta aula as

quantidades de energia

libertadas durante as reações

nucleares são muito elevadas.

À energia assim produzida

chama-se energia nuclear.

Geralmente, quando falamos em

energia nuclear referimo-nos à

que resulta de reações de fissão.

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Aplicações dos fenómenos nucleares

Aplicações das reações nucleares

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Algumas diferenças entre reações nucleares e reações químicas

Reações nucleares versus reações químicas

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Distribuição atual dos elementos no Universo

Distribuição dos elementos no Universo

Atualmente, sabemos quando e onde foram produzidos os diferentes elementos

químicos, bem como as suas abundâncias relativas.

Como se pode ver o elemento mais abundante no Universo é o hidrogénio seguido do

hélio.

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Distribuição dos elementos na Terra e no corpo humano

Devido a sua volatilidade o hidrogénio e o hélio existem numa percentagem muito

pequena na Terra.

Terra Corpo humano

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Somos feitos de matéria cósmica;

“Somos poeira de estrelas” Carl Sagan

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Tabela periódica

16O + 16O 32S + energia 4He + 16O 20Ne + energia

Elementos leves Elementos pesados

4 (1H) 4He + energia 3(4He) 12C + energia 12C + 12C 24Mg + energia 4He + 12C 16O + energia 28Si + 7(4He) 56Ni + energia 56Fe C-N-O Ciclo

TPC

• Exercícios que ficarem por fazer da APSA – Organização do Universo.

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http://images.portoeditora.pt/getresourcesservlet/image?EBbDj3QnkSUjgBOkfaUbsI8xBp/033q5Xpv56y8baM5guVQ7AtHs674KKDl+2gm0&width=440

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