estrela - Anjo Albuquerque
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Unidade 1 Arquitetura do Universo Origem dos elementos químicos Física e Química A 10º ano Nebulosas Difusas “Maternidade de estrelas” Nuvens gigantescas e escuras de poeiras e gases. Essencialmente constituídas por hidrogénio. Águia Nascimento das Estrelas Sabe-se hoje que as estrelas têm origem nas nebulosas. As nebulosas são nuvens de gases constituídas essencialmente por H, podendo existir uma quantidade variável de outros elementos que foram sintetizados em estrelas de gerações anteriores e que, na fase final da sua vida, explodiram e libertaram para o espaço parte da sua matéria. Cabeça de Cavalo Cone Os electrões livres ligam-se aos Protões e neutrões ligam entre si núcleos, formando os primeiros para formar os primeiros núcleos átomos: hidrogénio-1; deutério, de átomos. hélio-3 e lítio-7. A radiação deixou de ser absorvida pelas partículas existentes, começou a propagar-se pelo Universo, “enfraquecendo” devido à expansão - radiação cósmica de micro ondas. Devido à acção da força gravitacional, um número considerável de átomos das nebulosas pode aproximar-se, criando uma gigantesca bolsa de gás – a protoestrela. À medida que a matéria dessa protoestrela se contrai por acção da gravidade, a energia cinética entre os átomos aumenta, o que provoca o seu aquecimento. Quando a temperatura, no seu interior, se aproxima dos 10 milhões de graus Kelvin, iniciam-se as reacções nucleares de fusão do hidrogénio – nasce a estrela. Nebulosa A nebulosa comprime-se e aquece cada vez mais, tornando-se mais densa Protoestrela Estrela Compressão Compressão e aquecimento e aquecimento Nebulosa em contração por ação da força gravitacional Devido ao extremo aquecimento iniciam-se as reações de fusão: nasce a estrela Na zona mais densa da nebulosa, observa-se uma contração por ação da gravidade. Observa-se simultaneamente um aumento de temperatura. Forma-se uma protoestrela. Os restos de matéria reorganizamse à volta da estrela em formação por ação da gravidade. Simultaneamente a energia da estrela aumenta com o inicio da fusão de hidrogénio em hélio devido às elevadas pressões e temperaturas no interior da estrela o que faz aumentar significativamente o seu brilho . Organização no Universo Superenxames – conjunto de enxames de galáxias. Enxame de Galáxias – conjunto de galáxias próximas. Galáxia – conjunto de estrelas, nebulosas, planetas Sistema Solar – Conjunto de planetas e outros corpos celestes que orbitam em torno de uma estrela. Nebulosas – enormes conjuntos de gases e poeiras cósmicas. Buraco negro – enorme quantidade de massa. Brilho de estrelas Tamanho Cor Temperatura Brilho Menor que o Sol Laranja/ avermelhado + * Semelhante ao Sol Amarelo ++ ** Maior que o Sol Branco azulado +++ *** Todos os elementos químicos existentes no Universo formaram-se através de reações nucleares. As estrelas podem experimentar evoluções diferentes em função da sua massa inicial. Diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) A maior parte das estrelas encontra-se na sequência principal porque passam a maior parte das suas vidas, “a queimar” o hidrogénio e o hélio através de reações nucleares de fusão. Reacções Químicas: os núcleos dos átomos não são alterados. Os elementos químicos do sistema reacional mantêm-se, havendo apenas uma alteração das unidades estruturais do sistema reacional. Reações Nucleares: os núcleos dos átomos são alterados havendo transformação de uns elementos noutros diferentes. PARTÍCULAS TAMANHO DAS PARTÍCULAS Átomos, Reações 0,1 (átomos) moléculas, Químicas 1nm (moléculas) iões, electrões Reações nucleares Núcleos, protões, neutrões 1 fm (núcleos) 0,1 fm (protões, neutrões) ENERGIA POR kg 10 MJ 10 TJ 1fm = 10-15 m; 1nm =10-9 m; 1MJ = 1x106 J; 1TJ = 1x1012 J Nuclídeo - átomo caracterizado pelo seu número de protões e neutrões. Isótopos - átomos com igual número de protões mas com diferente número neutrões. Partícula Símbolo Protão p Neutrão n Electrão e- ou β- Positrão e+ ou β+ Neutrino Notação 1 1 p ou 1 0 1 1 H n e ou 0 0 e ou 1 1 0 1 0 1 0 0 É a antipartícula do electrão – mesma massa, carga contrária. REAÇÕES - FUSÃO NUCLEAR A escrita das equações correspondentes às reacções nucleares deve mostrar a observância das seguintes leis: Lei da conservação do número de nucleões – a soma dos números de massa deve ser igual nos dois membros da equação. Conservação da carga total – a soma dos números atómicos deve ser igual nos dois membros da equação. A energia posta em jogo é milhões de vezes superior à que é posta em jogo nas reacções químicas vulgares. A formação dos núcleos atómicos no Universo primitivo foi resultado de reacções nucleares. As reacções nucleares mais importantes no Big Bang foram as que se descreve a seguir. Deutério Radiação n p H 2 1 Fusão Nuclear Consiste na junção de dois núcleos pequenos com a obtenção de um núcleo maior, de maior massa que o conjunto dos núcleos iniciais. Existe libertação colossal de energia. Exemplo: 4 H He 2 e Energia 1 1 4 2 0 1 2 1 H n H H p He 3 1 3 2 O deutério juntou-se a um neutrão ou a um protão para dar, respectivamente, trítio (isótopo do hidrogénio) e hélio (isótopo mais leve e menos comum do hélio). Fusão Nuclear 2 1 H H H p 2 1 H H He n 2 1 2 1 1 3 3 2 O deutério juntou-se também a outros núcleos de deutério para dar o trítio e hélio-3 (libertando um protão e um neutrão. 3 1 H p He 4 2 O trítio e o hélio capturaram um protão ou um neutrão, dando hélio-4. He n He 4 2 Fusão Nuclear 4 3 7 2 He1 H 3 Li He He Be 3 2 7 4 O hélio-4, colidindo com o trítio ou com o hélio-3, originou lítio e berílio-7. Fusão Nuclear Consiste na junção de dois núcleos pequenos com a obtenção de um núcleo maior, de menor massa que o conjunto dos núcleos iniciais. Existe libertação colossal de energia. Ex: 411H 24He 210 e Energia Fissão Nuclear Um núcleo grande, instável, divide-se (cinde-se) em dois núcleos mais pequenos e mais estáveis, com apreciável diminuição de massa e grande libertação de energia . 1 90 143 1 Ex: 235 92 0 38 54 0 U n Sr Xe 3 n Energia FISSÃO NUCLEAR A seguir ao Big Bang, formaram-se por todo o universo deutério, trítio, hélio-3, hélio-4, lítio-7 e berílio-7. CONCLUINDO Todos os outros elementos que conhecemos foram formados nas estrelas ou em explosões de estrelas. Evolução e Morte das Estrelas: o nascimento de outros corpos celestes 1. A duração da vida de uma estrela, assim como a forma como irá terminar a sua vida, dependem da sua massa inicial. 3. Estrelas maiores queimam mais rapidamente o seu combustível para produzir a energia necessária para equilibrar a contracção gravitacional e, portanto, a sua temperatura é mais elevada. 2. Sendo o hidrogénio o combustível das estrelas, é de prever que quanto maior for a sua massa, menor será o tempo de vida da estrela. 4. As estrelas de maior massa têm um tempo de vida mais curto, mas brilham muito mais intensamente do que uma estrela de menor massa. ANÃ BRANCA – É o fim de uma estrela de massa aproximadamente igual à massa solar Esgota-se o hidrogénio Fase principal da vida de uma estrela: equilíbrio entre as forças de pressão e a força gravitacional. Temperatura é suficiente para, no núcleo: 3 24He 126C Energia e na camada que envolve o núcleo: 4 11H 24He 2 01e Energia As forças de pressão que contrariam a força gravitacional enfraquecem e a estrela volta a contrairse e a aquecer. A energia proveniente destas fusões provoca a expansão da camada exterior da estrela e a, consequente, diminuição da sua temperatura. A estrela assume proporções enormíssimas e um aspecto avermelhado – a estrela transforma-se numa gigante vermelha. Após se finalizarem as reacções de transformação de hélio em carbono A estrela torna-se muito instável, libertando um gás para as camadas exteriores e para o espaço formando nuvens de gás ionizado – as nebulosas planetárias. O núcleo da estrela contrai-se, resultando numa estrela de carbono puro, muito quente e densa, cujo diâmetro se aproxima do diâmetro terrestre – uma anã branca. ANÃ BRANCA – É o fim de uma estrela de massa aproximadamente igual à massa do Sol Após ter chegado a esta fase, e uma vez esgotado o seu combustível, uma anã branca irá transformar-se numa esfera fria, sem brilho e de densidade extraordinariamente elevada (a massa de um centímetro cúbico de matéria de uma anã branca atinge algumas toneladas). Nebulosa do Anel Nebulosa do Anel do Sul ESTRELA DE NEUTRÕES OU PULSAR - O fim de uma estrela de massa aproximadamente 10 vezes superior à massa do Sol A fase inicial é idêntica à evolução de uma estrela tipo Sol – até à fase de gigante vermelha. Quanto o hélio se esgota no núcleo da estrela A energia libertada no núcleo aquece as camadas exteriores A temperatura atingida é suficiente para: C 24H 168O Energia 12 6 e, sucessivamente, vão-se formando novos núcleos pesados como o néon, magnésio, silício, árgon, cálcio, até ao ferro. As reacções nucleares, sempre acompanhadas de uma nova libertação de energia. Assim, ocorre a expansão das camadas exteriores – a estrela transforma-se numa supergigante vermelha. Quando a energia libertada não é suficiente para continuar as reacções nucleares A matéria próxima do núcleo cai para o centro Devido a acção da força gravitacional, ocorre o colapso violento da matéria para o centro da estrela, o que provoca a sua explosão – a estrela em explosão é uma supernova. Ocorre a produção de neutrões As forças de pressão dos neutrões equilibram a força gravitacional e o que resta do núcleo da estrela transforma-se numa esfera de densidade de centenas de milhões de toneladas por cm3 – forma-se uma estrela de neutrões. Estrela de Neutrões ou Pulsar - é o fim de uma estrela de massa aproximadamente 8 vezes superior à massa solar. Nebulosa do Caranguejo. Vestígios de uma supernova observada pelos chineses em 1054 e que se encontra a uma distância de 6000 anos-luz. Buraco Negro - é o fim de uma estrela de massa aproximadamente 28 vezes superior à massa solar A estrela passa pelas fases de supergigante vermelha e de supernova. Devido à sua elevada massa, a força gravitacional continua a comprimir cada vez mais o núcleo estelar, pelo que a sua densidade aumenta. Enquanto decorre o colapso da estrela a força gravitacional é tão elevada que nenhuma força interior a consegue compensar. No lugar da estrela fica uma região escura que não emite qualquer radiação e que captura toda a radiação, proveniente de outras fontes, que lhe passam próximo – formou-se um buraco negro. ilustração de um buraco negro a devorar a sua estrela vizinha Resumindo M MSol Gigante Vermelha Nebulosa Planetária, cujo centro é uma Anã Branca Nebulosa M 8 MSol Supergigante Vermelha Supernova Estrela de Neutrões ou Pulsar Buraco Negro M 28MSol Supergigante Vermelha Supernova Nucleossíntese Interestrelar Nucleossíntese interestelar: lítio, berílio, boro H →He Fase principal na vida da estrela Nucleossíntese Primordial Formação dos primeiros átomos Morte das estrelas: génese dos elementos de número atómico superior ao do ferro até ao urânio Formação das estrelas nuclossíntese estrelar do hidrogénio ao ferro H →He He→C,O Gigante vermelha H →He He→C,O ……….Fe Supergigante vermelha Nucleossíntese Interestrelar Este processo de génese dos elementos químicos chama-se nucleossíntese no meio interestrelar. Os elementos 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 as formou que delas resultou. Somos feitos de matéria cósmica; “somos poeira de estrelas”.
