A formação dos elementos e da Terra

II - Origem dos Elementos Químicos
e
Origem do Universo
O que compõe a terra?
l
l
l
Formação dos elementos químicos
Singularidade deu origem a uma explosão
conhecida por “Big Bang”- 13 bilhões anos
Núcleo de densidade infinita
Óvulo
primordial
“Big-bang”
Toda a matéria do universo esteve uma vez
concentrada em um núcleo primordial de
densidade imensa e elevadas temperaturas
T 1032 K
d= 1096 g.cm-3
Big-bang
Explodiu e distribuiu
radiação e matéria
uniformemente no espaço
Universo
em
expansão
Como sabemos que o
Universo não é estático?
Universo em Expansão
Galáxias muito mais vermelhas do que
deveriam ser!
Edwin Hubble
Por
quê?
Propagação de ondas
fRec. = fEmis.
Emissor
em repouso
fRec. = fEmis.
Efeito Doppler-Fizeau
0
1
2
Som mais
grave
3
1
fR < fE
Luz mais
avermelhada
Som mais
agudo
0
Desloc.
3
2
4
fR > fE
Luz mais
azulada
Exemplo da sirene
Notas: Finito no espaço e no tempo, mas será que o Universo já nasceu
como o vemos hoje, ou ele evoluiu no tempo? Observações indicam que espectros
de galáxias muito distantes estão deslocados para o vermelho. Vamos ver o que
isso significa começando por entender o que é o efeito Dopler-Fizeau. Suponha
que uma fonte sonora esteja emitindo um som com certa freqüência. Observadores
em repouso com relação à fonte ouvirão exatamente a mesma freqüência.
No entanto, se a fonte se aproximar do ouvinte o som será mais agudo, ou
seja, houve um deslocamento para freqüências maiores; para aqueles em que a
fonte se afasta o som será mais grave, ou seja, um deslocamento para freqüências
menores. Parados num acostamento de estrada observamos facilmente esse efeito
no ronco dos carros que passam por nós: quando se aproximam o ronco é agudo e
quando se afastam o ronco é grave.
Esse efeito é característico de uma onda, seja ela sonora ou luminosa, de
forma que acontece também com a luz. Assim, se a fonte luminosa e o observador
se aproximam a freqüência da luz é deslocada para o azul (luz de mais alta
freqüência) enquanto se o observador e a fonte se afastam a luz se desloca para o
vermelho (luz de menor freqüência).
Universo em expansão
O Universo, portanto, não é estático, e sim
está evoluindo na forma de uma expansão,
que supostamente deve ter se originado
num instante do passado.
Hoje medidas levam à estimativa de que o
Universo surgiu cerca de 13 bilhões de
anos atrás
Radiação de fundo: Indícios de uma
explosão!
Atual
13,6 cm
A teoria do estado estacionário foi derrubada quando se detectou a
radiação de fundo originária da grande explosão que teria acontecido no
início da formação ou criação do Universo.
Que tenha havido tal explosão parece natural se pensarmos que estando
o Universo (coleção de tudo que existe e não apenas do observável) em
expansão um dia no passado ele foi muito pequeno.
Tudo teria, então, surgido de um Universo óvulo, que por razões
desconhecidas (que podemos chamar de instabilidade primordial)
explodiu e os pedaços - galáxias e tudo mais - continuam viajando pelo
espaço até hoje (na verdade esses pedaços definem o que chamamos de
espaço; sem esses pedaços não haveria evento nenhum, portanto, nem
espaço nem tempo).
Essa é a teoria do big bang, traduzindo, grande explosão.
Escala de tempo cósmico
l
10-43 seg
– Tempo de Planck
l
10-6 seg
– Era Hadrônica
l
1 seg
– Era Leptônica
l
1 min
– Era da Radiação
l
10000 anos
– Era da Matéria
Criação das partículas
Aniquilação de pares
prótons e antiprótons
Aniquilação elétronspósitrons
Nucleossíntese do He e D
A matéria torna-se
predominante no
universo
Muito tempo depois
l
l
l
l
l
Era do
desacoplamento
Formação dos
planetas
Hadeano
Arqueozóico
Homo Sapiens
300.000 anos depois
univ. transparente
15.400.000.000 anos depois
aglutinação de mat.
16.100.000.000 anos
primeiras formas de
vida, rochas mais
antigas da terra
20.000.000.000 anos
Existimos há somente
2.000.000 de anos....
t=0
T 1032 K
d= 1096 gcm-3
t=1s
1010
T
E o universo estaria cheio de
partículas elementares
K
t= 10-500s Nucleogênese Criação dos núcleos e dos elementos
p+n
D
He
Origem do elementos leves
Formação de Deutério
Formação de Trício
Formação de isótopos de He
A NUCLEOSSÍNTESE PRIMORDIAL
As principais
reações nucleares
que ocorrem nesta
fase :
Abundância dos elementos pode ser obtida:
No sol e estrelas
1.
Nas nebulosas
2.
No meio interestelar
3.
Particulas /radiaçao
4.
5. Terra, satélites e outros planetas e asteroides
Métodos espectroscópicos
Análise diretamente de amostras
Raias de emissão
De Glen Westbroek Utah University
Raias do H
De Glen Westbroek Utah University
De Glen Westbroek Utah University
Abundância dos elementos no Universo
1. Abundância diminui exponencialmente com A (A~100; Z~42)
Depois é mais linear
2. Existe um pico em Z= 23-28 (V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni) onde o Fe é
1000 vezes mais abundante que a tendência geral
3. D; Li, Be e B sao raros comparados com H, He, C e N
4. Entre os núcleos mais leves (até Sc Z=21) aquele que têm número
de massa divisível por 4 são mais abundantes que seus vizinhos: 16O;
20Ne; 24Mg; 28Si; 32S; 36Ar; 40Ca
5. Átomos com A ímpares são mais abundantes que A pares:
11B e 10B ; 7Li e 6Li.
6. Átomos de elementos pesados tendem a ser ricos em nêutrons.
Nuclídeos pesados ricos em prótons são raros
7. Alguns máximos em abundância ocorre com pico duplo
A= 80 e 90; A= 130 / 138 e A= 196 /208
Vemos que os elementos mais abundantes são H e He, seguidos pelo C
(Z=6), N (Z=7), O (Z=8), Ne (Z=10), Mg (Z=12), Si (Z=14) e S (Z=16).
Para valores maiores de Z as abundâncias decrescem, com exceção do 56Fe.
Este elemento tem a maior energia de ligação por núcleon e, como
veremos, tende a se acumular como um resto das reações nucleares que
ocorrem no interior das estrelas.
Podemos notar também o aspecto “serrilhado” da figura, devido ao fato de
que os elementos com Z ímpar têm menor energia de ligação que os de Z
par.
A origem dos elementos mais pesados
Reações Nucleares nos vários tipos
de estrelas e região interestelar
1) Processos Exotérmicos (no interior das estrelas)
- Queima de Hidrogênio
- Queima de He e C
Processo α
- Processo –e (equilíbrio)
2) Processos de captura de nêutrons (supernovas)
- Processo s
- Processo r
3) Mistura de Processos (região interestelar)
- de captura de prótons
Processo x
-
A NUCLEOSSÍNTESE ESTELAR
A maior parte dos elementos químicos que podemos observar é
originada em processos que ocorrem no interior das estrelas, ou
seja, processos de nucleossíntese estelar, em que a transformação
de um elemento em outro é um subproduto da geração de energia
nas estrelas.
Formação de estrelas
H, He
Condensação de nuvens de H e de He
Compressão = elevando a temperatura
e densidade e dando origem a fusão nuclear
QUEIMA DE H
QUEIMA DE He E ELEMENTOS PESADOS
Fusão nuclear
Acompanhada de liberação de grande quantidade de energia
Emissão de partículas
QUEIMA DE H
1,44 MeV
107K;
200 g
cm-3
5,49 MeV
12,86 MeV
QUEIMA DE Hidrogênio
QUEIMA DE He
108K; 105 g cm-3
7,15 MeV
4,75 MeV
9,31 MeV
Carbono e Oxigênio
QUEIMA DE C; O
5x108 K; 104 g cm-3
Alguns destes elementos podem também ser
formados na queima de C e O,
como nas reações
12C
12C
+ 12C
+ 12C
23Na
20Ne
+ 1H
+ 4He
Regenerando Hidrogênio e Hélio
De modo geral, as reações nucleares são eficientes na fusão de
elementos até o 56Fe, isto é, incluem também 44Sc, 48Ti, 52Cr e 56Fe.
Os elementos do “grupo do ferro” são aqueles mais fortemente
ligados, de modo que, acima deste elemento, as reações deixam de
ser exotérmicas
Quanto maior a energia de ligaçao,
maior a estabilidade de um nucleo
Estabilidade dos
núcleos
l
l
l
Defeito de
massa:
Relação de
Einstein
e=mc2
Processo α
109 K
Reações endotérmicas
Raios γ são energéticos o suficiente para promover tais reações
-4.75 MeV
20Ne
+γ
16O + 4He
9.31 MeV
20Ne
+ 4He
24Mg + γ
2 20Ne
24Mg
16O
+γ
+
4.56 MeV
Processo α
Termina no
40Ca
44Ti*
40Ca
+ 4He
44Ti*
+e
44Sc*
+e
+ ν+
+γ
44Sc*
+ ν+
44Ca
+ β+
T1/2 : 49 anos
T1/2 : 3,93 horas
Colapso de estrelas
Explosões de estrelas : supernovas
Fusão de muitas partículas formando elementos mais pesados
Ex: 22Ti a 29Cu
PROCESSO-S E PROCESSO-R
Captura de nêutrons com emissão de raios γ
Slow (processo s)
Responsável pelos elementos A= 63-209
E ainda pela maioria de processo não α
A= 23-46
Fontes de nêutrons estelares
Ocorrem com uma seção de choque de captura adequada:
Favorecem os elementos A= 90, 138 e 208
89
90 Zr, 138 Ba, 140 Ce, 208 Pb, 209 Bi
Y;
39
40
56
58
82
83
Abundantes em relação aos demais
Rapid (processo r)
0,01 a 10 s
10 a 100 s 200 nêutrons podem ser adicionados a 56Fe
Quando muito grande ocorre instabilidade
acompanhado de emissão de 8-10 βFavorecem os elementos A= 80, 130 e 194
Diferença de 8 a 10 no processo s
Elementos pesados formados nas explosões das supernovas
O "processo-r", onde o "r" significa rápido. Trata-se de um tipo de captura
de nêutrons que só pode ocorrer em condições super-especiais, nos
momentos finais da vida da estrela, se ela tiver uma massa bem superior à
massa do Sol. Depois que todos os processos descritos acima, inclusive o
lento, se esgotam, a estrela não tem mais como segurar o tremendo arrocho
da gravidade. A massa toda se contrai rapidamente e a densidade no miolo
da estrela cresce tanto que os elétrons são engulidos pelos prótons,
produzindo nêutrons e neutrinos, muitos neutrinos. A estrela vira uma
enorme bola de nêutrons com densidade semelhante à densidade no
interior de um núcleo atômico. Nesse ponto, a estrela explode
espetacularmente como uma supernova.
Processo x
Baixa abundância: Li, Be, B
Na verdade é surpreendente a existência uma vez que
são consumidos nas reações envolvendo queima de H
Processo segue da fragmentação de elementos mais
pesados originando mais leves
Ocorre em região interestelar com o bombardeamento
de partículas atômicas com raios cósmicos
Predominantemente há presença de H e He
6Li, 7Li, 9Be, 10B, 11B
H ao U
Abundância relativa dos
elementos
Composição da terra
Formação da terra
• Singularidade “Big Bang” 12 b. Anos
• Fenômeno de coalescência
– Formação de estrelas e galáxias
– 5 b. Anos: explosão de uma estrela
– Form. Cinturão de asteróides;planetóides
(há separação dos elementos por
densidade)
– Fenômeno de acumulação colisional
(duração de 100 MA criou planetas (terra
~4,6 b. anos)
Formação do Universo
e formação da Terra
Big-Bang
Formação
da Terra
13 bilhões de anos
Terra
Atual
4,6 bi
Cosmogonia
Cosmologia
Datação
• Como sabemos a idade da terra?
– Datação por radio-isótopos
– 40K a 40Ar e 238U a 206Pb
• Um planeta sem oxigênio...
– Atmosfera primordial anóxica
– Grandes massas de Fe em fusão-Pirofórico
– Aprisionamento de O
– Metano, Amônia, H2O, e CO2
Como se deu a estratificação
do planeta?
• O calor gerado pelo choque de corpos celestes com a massa
protoplanetária e as reações nucleares nesta massa elevou a
temperatura a níveis altíssimos
Diferenciação da terra
• A temperatura foi alta o suficiente para fundir o
Ni e o Fe contidos na massa
• Esta formou glóbulos mais densos e líquidos
que afundaram no interior da massa
protoplanetária.
• Este fenômeno recebeu o nome de
CATÁSTROFE DO FERRO.
• ~4 bilhões de anos atrás durou 300 MA
(Hadeano)
Temos agora uma
magnetosfera!!
Elementos mais leves
Estão na litosfera
Estrutura da Terra
Investigando a estrutura do planeta
l
l
Ondas P de
compressão (mola)
Ondas S de
cisalhamento
(corda)
A formação dos
oceanos e continentes
•
Durante 600 MA a superfície era quente
demais para ter água líquida.
•
Resfriamento, vulcões e corpos celestes
trazem mais água.
•
Condensação de água
•
Formação de oceano e continente.
Continentes são como jangadas...
Uma estrutura dinâmica
l
l
l
l
3000 oC
U ---> Pb + calor
Th ---> Pb + calor
K ---> Ar + calor
Zonas de subdução
Um rift
Um planeta vivo
l
l
Derramamentos de lava
(vulcanismo)
Fenômenos internos
(plutonismo)
O caldeirão primordial de Miller:
biomoléculas
• Açúcares
• Aminoácidos
• Ácidos graxos
• Nucleotídeos
• Catalisadores
naturais
– Argilas