formação dos elementos-origem da vida
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NucleossínteseNucleossínteseFormação dos elementos químicos e
o ciclo de vida das estrelas
Aula 2
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Partículas Radioativas
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Fusão Nuclear
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Até 1 seg. Após 1 seg.
Essencialmente “barions”
Ainda sobre a nucleossíntese no Big Bang
Partículas sub-atômicas
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Momento da formação dos elementos químicos....
Grande parte dos elementos químicos da natureza foi e ainda é formada durante as sínteses estrelares (nucleossíntese).
No entanto, alguns poucos elementos leves, como o H, He, Li e Be foram formados logo após a explosão do Big Bang e/ou durante o espalhamento de energia (partículas subatômicas) no universo.
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Nucleossíntese no Big BangBig Bang
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Formação de massa no Universo
Evolução de energia e massa no universo...
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PRC95-44b Hubble Wide Field Image to the HST press release describing this image
Astrônomos acreditam que densas nuvens de matéria e gás localizadas em determinadas regiões do universo são testemunhos de nascimento de estrelas. Estas regiões são conhecidas como nebulosas. O processo de formação e evolução estrelar “replicam”, pelo menos parcialmente, a origem do universo – logo após ao Big Bang.
As nebulosas (densas) se colapsam e formam “proto-estrelas”. Inicialmente a energia gravitacional produzida pela aglomeração da matéria é a força energética preponderante.
Uma vez que a densidade aumenta muito.... e a temperatura no núcleo fica suficientemente alta para dar inicio as reações nucleares, a proto-estrela inicia seu processo de “ignição”, tornando-se uma estrela da seqüência principal, transformando o elemento Hidrogênio em Hélio em seu núcleo.
Assim começa a seqüência estrelar....
EVOLUÇÃO ESTRELAR
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Berçário estrelar = Nebulosa
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Uma nova estrela !
Explosão de gases em uma jovem estrela binária
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Colapso e formação de proto-estrelas
Assim, estrelas se formam pela acumulação de poeira e gás – “nebulosa”. A partir daí, a atração gravitacional promove a agregação de cada vez mais material.
A contração no interior da nebulosa causa aumento de pressão e temperatura, e é proporcional a sua massa.
F
Gm1m2
r2
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Como funciona uma estrela
Estrelas são estruturas em equilíbrio por duas forças:
(1) Gravidade de fora para dentro – que produz a fusão nuclear e formação dos elementos químicos;
(2) Pressão – de dentro para fora – devido aos elementos formados no núcleo.
Em estado de equilíbrio estas duas forças mantém a estabilidade da estrela.
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Um balanço…..
Energia liberada durante uma fusão nuclear promove o aumento da forca da gravidade.
Através a vida de uma estrela, estas duas forcas determinam os diferentes estágios de vida de uma estrela.
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Fusão Nuclear !
Ao atingir ca. de 15 milhões de graus Celsius o centro da proto-estrela inicia a fusão nuclear!
4 (1H) --> 4He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia
De onde vem esta energia ?
Massa de 4 1H > Massa de 1 4He
E = mc2
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Quanta Energia….
4 (1H) --> 4He + 2 e+ + 2 neutrinos + energia
Energia liberada = 25 MeV
= 4 x 10 -12 Joules
= 1 x 10 -15 Calories
O sol produz esta energia 1038 vezes por segundo !
Sol tem 1056 átomos de H a serem “queimados” !
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Observem......
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Algumas evidências ...
As estrelas tem….
• Diferentes cores e brilho as quais indicam diferentes temperaturas
As estrelas mais quentes são aquelas que mais rapidamente queimam seus “combustíveis”, isto é hidrogênio…..
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No primeiro estágio estrelar, dois núcleos de hidrogênio se fundem para formar o núcleo de deutério (dêuteron), emitindo um pósitron e um neutrino. O neutrino (desprovido de carga elétrica e transparente ao campo gravitacional), escapa imediatamente do interior estelar.
O pósitron e o elétron mais próximo (partícula/antipartícula) se aniquilam emitindo radiação gama. A seguir o núcleo de deutério funde com o hidrogênio para formar um isótopo do hélio com dois prótons e um nêutron em seu núcleo emitindo mais radiação gama.
Finalmente, dois desses núcleos se fundem para formar um núcleo de hélio e um núcleo de hidrogênio.
Primeiro estágio estrelar......
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Em interiores de estrelas maiores do que o Sol com temperaturas também mais altas, predomina o ciclo carbono-nitrogênio.
Esse ciclo tem inicio com a fusão de um núcleo de hidrogênio e um núcleo de carbono, tendo como produtos um isótopo do nitrogênio e radiação gama. Após a inserção de mais três núcleos de hidrogênio, o ciclo termina, tendo como produtos o núcleo de hélio e o núcleo de carbono.
Ciclos alternativos, envolvendo isótopos de oxigênio também ocorrem. Esses processos são chamados ciclo do carbono-nitrogênio-oxigênio (CNO).
Estrelas maiores, com interiores mais quentes ainda fundem núcleos de hélio para formar núcleos de carbono. Como no processo são gastos três núcleos de hélio (partícula alfa), ele é chamado triplo-alfa. Nesse caso, duas partículas alfa interagem para formar o berílio. Esse elemento nessa condição é muito instável existindo o tempo suficiente para interagir com uma terceira partícula alfa e produzir o carbono com emissão de radiação gama.
Outro estágio da nucleossítense estrelar.....
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Recapitulando.....Nucleossíntese em estrelas !
Do hélio até o ferro, os elementos químicos são fabricados por fusão nuclear nos núcleos das estrelas, no processo de produção de energia.
As reações nucleares ocorrem pelo seguinte esquema:
(1) Queima de Hidrogênio produz Hélio(2) Queima de Hélio produz Carbono, Oxigênio e Neônio(3) Queima de Carbono, Oxigênio e Neônio produz todos os elementos até o Silício(4) Queima de Silício produz todos os elementos até o Ferro.
E os elementos químicos mais pesados que o ferro???E os elementos químicos mais pesados que o ferro???
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Ainda recapitulando......Formação de elementos mais pesados que o Ferro
Elementos químicos mais pesados que o ferro são produzidos por captura de nêutrons durante a explosão de uma supernova.
O exemplo abaixo demonstra como são formados diferentes isótopos de ferro, cobalto e níquel através da captura sucessiva de nêutrons:
56Fe + n = 57Fe57Fe + n = 58Fe58Fe + n = 59Fe = 59Co59Co + n = 60Co = 60Ni
É importante notar que a nucleossíntese é um ciclo contínuo e progressivo, ou seja, depois das primeiras estrelas concluíram seu ciclo evolutivo e ejetaram para o meio interestelar os elementos químicos mais pesados, este material fez parte da geração seguinte de estrelas, que em seu ciclo de vida produziu material ainda mais enriquecido em elementos pesados, e assim sucessivamente.
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Todos os tipos de estrelas….
Como vimos, as estrelas tem cores Diferentes, as quais indicam diferentes temperaturas
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Classifica as estrelas conforme sua temperatura fotosférica, isto é, conforme suas características espectrais, ou seja, seu combustível. A uma determinada luminosidade da estrela se associa uma composição química e uma idade.
Uma vez que as estrelas têm um suprimento limitado de hidrogênio para queimar em seus núcleos...elas têm uma vida limitada, a qual se reflete em sua luminosidade a sua massa.
Tendo exaurido todo o hidrogênio, a estrela torna-se avermelhada grande e mais luminosa, conhecida como GIGANTE VERMELHA, por exemplo......
Através da relação entre a massa e o tempo de vida das estrelas, os astrônomos calculam a idade do universo.
SEQUÊNCIA ESTRELAR
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Todos os tipos de estrelas….
Annie J Cannon(1863-1941)
Seqüência Estrelar
Oh, Be A Fine Girl--Kiss Me!
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queima He,produz C
nascimento
morte
Anãs marronsAnãs pretas
SEQUÊNCIA ESTRELAR
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Como estimar a idade de uma estrela ? A massa do núcleo de hidrogênio: H1: 1.007852 = 4 H1 = 4.031408 u.m.a.A massa do núcleo de hélio resultante: He4: 4.002603 u.m.a.A diferença: 0.028805 (0.7 % da massa)
Usando E=mc2 = 26.73 MeV (1MeV = 1 milhão eletrons-volt)
Isto pode ser usado, por exemplo, para estimar o tempo de vida de uma estrela (ex: Sol):
A luminosidade do SOL pode ser medida da Terra: 4×1033 erg/s (4e+23 kW)
A massa total pode ser estimada pelas leis de Kepler:Assim, o Sol tem 2×1033 g , o que corresponde a 1.8×1054 ergsAssumindo que 0.7 % da massa podem ser convertidas em energia: 1.52×1052 ergs
Daí, o tempo de vida do Sol pode ser estimado:1.52×1052 / 4×1033 = 1011 anos
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Ciclo de vida das estrelas
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O ciclo de vida das estrelas depende de sua massa
Estrelas do tipo do Sol Estrelas Massivas
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Estrelas Solares – etapa 1
Estrelas Solares – etapa 2
Processos nas estrelas solares....
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Estrelas Solares – etapa 3
Processos nas estrelas solares....
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O inicio do fim: Gigantes Vermelhas
Após o consumo de todo hidrogênio
do núcleo ...A energia liberada pela fusão nuclear age inversamente
a força gravitacional.
Assim, o núcleo entra em colapso: Energia cinética do colapso é convertida em calor; Este calor expande as camadas externas da
estrela. Com isso, se aumenta a temperatura e a pressão.
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Gigantes Vermelhas
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Estrutura da Gigante Vermelha
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Mais Fusão ?????
Atingindo 100 milhões de graus Celsius, ocorre a fusão do helio:
3 (4He) --> 12C + energia
(apenas 7.3 MeV são produzidos)
Esta energia sustenta a expansão das camadas externas das
Gigantes Vermelhas.
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Ciclo de vida das estrelas
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O fim para as estrelas do tipo Solar
Nebulosa planetária
Após a exaustão de todo helio, as camadas mais externasda estrela são expelidas
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Anãs Brancas
No centro de uma Nebulosa Planetária pode existir uma anã branca.
• As anãs brancas têm aproximadamente o tamanho da Terra com a massa do Sol (“ Uma tonelada por colher”)
• As forças de atração gravitacional são balanceadas pela forças de repulsão dos elétrons.
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Simulação da evolução de uma estrela como o Sol, que passa para a fase de gigante, super-gigante, ejeta uma nebulosa planetária e transforma-se em uma anã branca.
Ciclo de vida de uma estrela Solar
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Ciclo de vida das estrelas
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Super-Gigante Vermelha
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Os processos nas estrelas massivas
Após todo helio ter sido exaurido, o núcleo se colapsa novamente até atingir temperaturas suficientemente quentes para iniciar a fusão de átomos de carbono, formando magnésio ou oxigênio:
12C + 12C --> 24Mg
ou
12C + 4H --> 16O
Através da combinação de processos, elementos químicos sucessivamente mais pesados vão se formando.
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O fim de uma estrela massiva
Estrelas massivas “queimam” elementos químicos sucessivamente mais pesados.
Ferro é o elemento químico mais estável a ser formado.
Não ocorre fusão nuclear de átomos de ferro no núcleo de estrelas.
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Tabela Periódica
16O + 16O 32S + energia4He + 16O 20Ne + energia
Elementos leves Elementos pesados
4 (1H) 4He + energia 3(4He) 12C + energia 12C + 12C 24Mg + energia4He + 12C 16O + energia28Si + 7(4He) 56Ni + energia 56FeC-N-O Ciclo
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Supernova !
Representação artística produzida pela NASA
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Remanescentes de Supernova: SN1987A
a b
c d
a) Telescópio Óptico - Fev 2000:
Iluminação de material ejetado por uma explosão estrelar.
b) Radiotelescópio - Set 1999
c) Raio-X - Out 1999d) Raio-X - Jan 2000• As ondas de choque
aquecem a poeira e o gás circulante.
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Remanescentes de Supernova: Cas A
Óptico Raio-X
Este processo observado “agora” deve ter ocorrido há cerca de 300 anos atrás.
10.000 anos-luz de distância.
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O que resta após a explosão de uma Supernova ?
(1) Estrela de Nêutron, se:
massa < 5 x massa SolarNeste caso, a estrela entra em colapso, os prótons e
elétrons se combinam formando nêutrons.
(2) Buracos Negros, se:
massa > 5 x massa SolarNeste caso, nem mesmo os nêutrons compactados
podem suportar o peso destas estrelas super-massivas, gerando atração gravitacional....
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O início de uma nova vida: Exemplo de Raio-X em estrelas binárias
Em sistemas binários próximos, o material passa do estado de uma estrela normal para uma estrela de Nêutron ou um Buraco Negro. Raios-X emitidos por um disco de gás no entorno da estrela de Nêutron/Buraco Negro.
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Buracos Negros – um “Close”
Jato(nem sempre presente)
Disco de acreçãoEvento Horizonte
Singularidade(centro)
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E o ciclo continua…..
Explosões de Supernovas produzem um aumento da concentração de poeira e gases no espaço inter-estrelar.
A compressão deste material inicia um novo colapso com a formação de uma nova estrela.