Arquitectura do Universo
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2.ª Parte Escola Secundária de José Saramago FQA – 10º ano 2011/12 1 Marília Peres A origem dos Elementos Químicos Marília Peres 2 1 A matéria surgiu a partir dos fotões! Hoje sabemos que um fotão pode originar uma partícula de matéria e outra de antimatéria. fotão matéria antimatéria Quando uma partícula de antimatéria colide com a sua oposta de matéria matéria, aniquilam-se mutuamente sendo convertidas num fotão (energia). Fonte: http://atlas.ch/angels-demons/3.html 3 Por que razão a matéria não foi toda aniquilada pela antimatéria? Os físicos pensam que num estádio inicial do Universo houve uma quebra espontânea de simetria na transformação dos fotões em matéria e antimatéria,, tendo resultado um excesso muito pequeno de matéria. Felizmente vivemos num mundo de matéria!! É possível criar antimatéria na Terra. O CERN jjá o fez! A antimatéria é utilizada, em medicina, na tomografia por emissão de positrões (PET). Adaptado de Amélia Fabião 4 Fonte: http://algol.fis.uc.pt/quark/viewtopic.php?f=7&t=172 2 A propósito de matéria e antimatéria … O Modelo Padrão Fonte: http://www.lip.pt/~pedros/aux/psilva_LHC.pdf Adaptado de Amália Fabião 5 Como é que se formaram os primeiros átomos ? A formação dos núcleos atómicos no Universo foi resultado de reações nucleares nas estrelas. FUSÃO NUCLEAR: Processo de produção de energia nas estrelas Em 1 segundo o sol (t =15 MºC) produz mais energia que o homem consumiu nos últimos 10.000 anos Fonte: JET 3 As reações nucleares Reações químicas Reações nucleares Os núcleos dos átomos não são alterados. Os núcleos dos átomos são alterados. Os elementos químicos mantêm-se. Há transformação de uns elementos noutros diferentes. Outra diferença importante ! A energia posta em jogo nas reações nucleares é milhões de vezes superior à que é posta em jogo na reações químicas. 7 Marília Peres Quais são as partículas subatómicas? Como se representam? Partícula Símbolo Protão p Neutrão n Eletrão e- ou β- Positrão e+ ou β+ Neutrino ν Antipartícula do eletrão Adaptado de Amélia Fabião Notação ZA x q 1 1 p ou 11H 1 0 n e ou -10 0 1 0 1 e ou 10 0 0 Lê-se niú Vamos pensar para preencher a coluna. 8 4 As reações nucleares Na escrita das equações correspondentes às reações ç nucleares deve-se ter em conta: a lei da conservação do número de nucleões – a soma dos números de massa deve ser igual nos dois membros da equação. a conservação da carga total – a soma dos números atómicos deve ser igual nos dois membros da equação. 7 3 Li 1 1 p 2 42 He Energia 9 Marília Peres A origem dos elementos químicos Big Bang origina Universo de: Espaço Tempo Energia por expansão e consequente Partículas elementares: Quarks, neutrinos e arrefecimento electrões origina o g a em contínua Primeiros átomos sempre expandindo Núcleos atómicos expansão e H – 2/3 e arrefecendo, arrefecimento, He – 1/3 aparecem Electrões livres surgem expandindo, arrefecendo e por acção da gravidade surgem Marília Peres 10 5 A origem dos elementos químicos 11 Marília Peres A origem dos elementos químicos Fase principal da vida da Estrela 2 1 H 21H 23 He 01n Marília Peres 3 1 H 11p42 He 12 6 A origem dos elementos químicos Big Bang Universo de: origina Espaço Tempo Energia por expansão e consequente Partículas elementares: arrefecimento Quarks, neutrinos e electrões origina o g a Primeiros átomos sempre expandindo Núcleos atómicos H – 2/3 e arrefecendo, He – 1/3 Electrões livres aparecem expandindo, Nuvens arrefecendo e por Galáxias acção da Enxames de galáxias gravidade surgem Marília Peres evoluindo as estrelas para Primeiras estrelas em contínua expansão e arrefecimento, surgem Estrelas tipo Sol Estrelas gigantes 13 A origem dos elementos químicos expandindo, Nuvens arrefecendo e por Galáxias acção da Enxames de galáxias gravidade surgem Primeiras estrelas Núcleo contrai-se e aquece Estrela expande-se originando Marília Peres evoluindo as estrelas para Estrelas tipo Sol Estrelas gigantes quando o H Reacções Nucleares acaba no H He núcleo da estrela nas quais se dão Gigantes vermelhas 14 7 A origem dos elementos químicos Fase de estrela gigante vermelha (Corrêa; 2007) Marília Peres 15 Gigantes vermelhas e fusão nuclear do hélio 3 4He 12C + 7,03 x l09 kJ /mol 16 Química A - Ano 1 8 A origem dos elementos químicos Estrela tipo Sol ((M < 8 Mo) o) Gigantes se for vermelhas evolui para Estrela gigante (M > 8 Mo) Marília Peres ocorrem ocorrem Reacções nucleares He C,, O Anã branca Reacções nucleares He C, O Ne, Mg Si, S, Fe Acabam as reacções no núcleo da estrela 17 A origem dos elementos químicos Fase de estrela supergigante vermelha Marília Peres 18 9 A formação estelar de elementos químicos Mais tarde, outras estrelas nascem a partir de nuvens de hidrogénio, enriquecidas agora com os elementos resultantes de estrelas já desaparecidas, e nessas novas estrelas sintetizam-se, por sua vez, os restantes elementos químicos. Nucleossíntese primordial Do “Big Bang” até às proto-estrelas Nucleossíntese estelar Durante a vida das estrelas Nucleossíntese interestelar Depois da morte das supernovas 19 A origem dos elementos químicos Supernova evolui para Estrela gigante (M > 8 Mo) M ) Explosão da superfície Contracção do núcleo Estrela gigante inicial evolui para (M < 25 Mo) Reacções nucleares na superfície durante a explosão Pulsar se Formação de todos os elementos com Z > 26 (Fe) Marília Peres Estrela gigante inicial (M > 25 Mo) 20 evolui para Buraco negro 10 Os elementos q que formam o nosso corpo, como o cálcio dos ossos, o ferro do sangue e todos os outros elementos, foram gerados no interior das estrelas, na matéria que delas resultou. Marília Peres 21 Somoss ffeitoss de S matéria cósmica; “somos poeiras de estrelas”. Carl Sagan Marília Peres 22 11 Distribuição dos elementos químicos no Universo O elemento mais abundante é o hidrogénio, com 60,3% (88,6% em número de átomos) e em seguida o hélio, com 36,5% (11,3% em número de átomos). 23 Química A - Ano 1 Distribuição dos elementos químicos no Universo Consulte: http://media.open2.net/periodictable/preview-full/ 24 Química A - Ano 1 12 O que é a Fusão Nuclear? Junção de 2 núcleos pequenos com obtenção de um núcleo maior, de menor massa que o conjunto dos núcleos iniciais. Neutrão Protão 4 11 H 4 2 He 2 0 1 e Energia 25 Marília Peres O que é a Fissão Nuclear? Um núcleo grande, instável, divide-se em 2 núcleos mais pequenos, e mais estáveis. 235 92 Marília Peres U 10 n 93 36 1 Kr 140 56 Ba 3 0 n Energia 26 13 O que é a Fissão Nuclear? É uma reacção em que se bombardeiam os núcleos de átomos “pesados” com neutrões. Obtêm-se como resultados dois de Obtê lt d d i fragmentos f t d massa semelhantes e emissão de neutrões. Estes por sua vez voltam a bombardear outros núcleos, produzindo-se assim uma reacção em cadeia. Consulte: http://phet.colorado.edu/en/simulation/nuclear-fission 27 Marília Peres Enerrgia de ligação do núcleo A Energia Nuclear tem origem na conversão da massa dos núcleos em energia Fusão Fusão Fissão dos Núcleos Pesados Numero Atómico D n T He n n Fissão U Fonte: JET 14 FISSÃO – envolve neutrões que penetram no nucleo n + 235U Ba + Kr + 3n Fonte: JET Energia do neutrão ~ 2 MeV Esquema de uma Central Nuclear de Fissão 30 (VARANDAS; s.d.) Consultar: http://wps.prenhall.com/esm_mcmurry_chemistry_5/73/18724/4793409.cw/index.html Marília Peres 15 Fusão Nuclear: que Futuro? 31 O ITER (“International Thermonuclear Experimental p Reactor”) é o primeiro reactor experimental de fusão, fusão da configuração tokamak, concebido e projectado no âmbito de um Protocolo assinado entre a “European Atomic Energy Community” e os Governos do Japão, Japão Estados Unidos e União Soviética. Desenho esquemático do ITER (Fonte: IST) Marília Peres FUSÃO TERMONUCLEAR CONTROLADA reacções em laboratório Ciclo do Deuterão Viável Fonte: JET 16 FUSÃO TERMONUCLEAR CONTROLADA reacções em laboratório Fonte: JET ∆m = 5 - 4.8 = 0.2 (u.a.) 1 kg E = ∆m.c2 0.2 kg Energia para 675 pessoas por um ano (EUA) Fusão Nuclear: que Futuro? 34 Esquema de uma central de Fusão Nuclear (Varandas; s.d.) Marília Peres 17 As aplicações das reacções nucleares Marília Peres 35 36 18
