DAS ESTRELAS AO ÁTOMO 1.1.4. Organização do

1. DAS ESTRELAS
AO ÁTOMO
1.1 A arquitectura do Universo
1.1.4. Organização do Universo
1.1.5. Reacções nucleares e a sua aplicação
DAS ESTRELAS AO ÁTOMO
1.1.4. Organização do Universo
• PARTE 1 – COMO ESTÁ ORGANIZADO O UNIVERSO?
1 - Prevejam uma resposta para a questão colocada.
2 - Visualizem um excerto de um documentário intitulado “Dentro
do Universo com Stephen Hawking”, narrado pelo próprio
Hawking e que está relacionado com a organização do universo.
3 - Comparem a vossa resposta à questão 1 com o que
observaram no documentário.
4 - Discutam em turma as respostas às questões anteriores.
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1.1.4. Organização do Universo
• Sistemas planetários – formado por
uma ou mais estrelas e pelos corpos
celestes ligados a ela pela
gravidade.
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1.1.4. Organização do Universo
• Aglomerados de estrelas – conjunto
esférico de estrelas que orbitam nas
galáxias como um satélite.
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1.1.4. Organização do Universo
• Galáxias – sistema gravitacional
composto por estrelas, remanescentes
estelares, poeiras gasosas, matéria
negra e outros corpos celestes.
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1.1.4. Organização do Universo
• Buracos negros – corpo celeste de
enorme densidade, cuja tracção
gravitacional não permite que nada
escape. É o resultado da contracção
gravitacional que acompanha a
morte de uma estrela com mais de 25
vezes o tamanho do Sol.
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1.1.4. Organização do Universo
• Nebulosas – nuvens de poeira cósmica
(ou interestelar), hidrogénio, hélio e outros
gases ionizados. É aqui onde se costumam
formar novas estrelas;
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1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
• PARTE 2 – COMO SE FORMARAM OS ELEMENTOS QUÍMICOS?
1 - Prevejam uma resposta para a questão colocada.
2 - Visualizem outro excerto do mesmo documentário e expliquem
como se formaram os elementos químicos que lá são referidos.
3 - Confrontem o que observaram no documentário com a vossa
resposta à questão 5.
4 - Discutam em turma as respostas às questões anteriores.
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1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
• De acordo com a teoria do Big Bang, o Universo surgiu de um
estado de grande compressão e de temperaturas e densidade
muito elevadas;
• Quando ocorreu, o Universo entrou em expansão. À medida
que a expansão prosseguiu, a temperatura foi diminuindo;
• A energia pura arrefeceu e criou matéria, na forma de
partículas subatómicas – como electrões e quarks (10-5 segundos
após o Big Bang e a 1013 K).
• Com o contínuo arrefecimento, formaram-se protões e
neutrões que se ligaram entre si para formar os primeiros núcleos
de átomos (3 minutos após o Big Bang e a 108 K);
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1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
• A temperatura ainda era demasiado elevada, pelo que existiam
electrões livres que tornavam a mistura gasosa demasiado
opaca (plasma);
• Cerca de 300,000 anos após o Big Bang, o arrefecimento já era
suficiente (3000 K) para possibilitar a formação de átomos.
• Deixaram de existir electrões livres, que se ligaram aos núcleos,
formando os primeiros átomos – hidrogénio e deutério;
• A radiação deixou de ser absorvida pelas partículas existentes,
começando a propagar-se no Universo.
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1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
• Os átomos formados aglutinaram-se em nuvens de gás;
• Por acção da gravidade, verificou-se a contracção de nuvens
de gás, o que originou “grumos” de matéria;
• À medida que a matéria se comprimia por acção da gravidade,
a temperatura aumentava. Quando esta atingiu cerca de 10 a 15
milhões K, iniciaram-se as REACÇÕES NUCLEARES DE FUSÃO do
hidrogénio - nasceram as primeiras estrelas;
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1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
• REACÇÕES NUCLEARES
• Nas reacções químicas, os núcleos dos átomos não são
alterados, os elementos químicos mantêm-se, havendo
apenas uma alteração das unidades estruturais. São os
electrões que participam nas reacções;
• Nas reacções nucleares, os núcleos dos átomos são
alterados, havendo transformação de uns elementos noutros
diferentes. São os protões e neutrões participam nas
reacções (os átomos encontram-se ionizados);
• Nas reacções nucleares, a energia posta em jogo é muitos
milhões de vezes superior (1011 J) à que é posta em jogo nas
reacções químicas.
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1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
• REACÇÕES NUCLEARES
• A escrita das equações correspondentes às reacções
nucleares deve mostrar:
• Conservação no número de nucleões – a soma dos
números de massa deve ser igual nos dois membros da
equação;
• Conservação da carga total – a soma das cargas deve
ser igual nos dois membros da equação;
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1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
• Reacções nucleares de fusão
• Consistem na junção de dois núcleos pequenos com
obtenção de um núcleo maior, de menor massa que o
conjunto dos núcleos iniciais. Ocorre libertação de radiação
gama (energia), positrões e neutrinos (resultantes da
conversão de um protão em neutrão);
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1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
• As quantidades colossais de energia libertadas na reacção de
fusão do hidrogénio propagam-se até à zona exterior – a estrela
começa a brilhar;
• A quantidade de energia libertada originam forças de pressão
que tendem a expandir a matéria estelar, contrariamente à força
da gravidade, que tende a comprimi-la. A estrela mantém-se
neste equilíbrio durante a maior parte da vida (milhões de anos);
• Quando todo o hidrogénio se transforma em hélio, as forças
que contrariam a gravidade deixam de existir. O coração da
estrela contrai-se. Esta contracção aquece o núcleo da estrela,
cuja temperatura aumenta de tal modo que é suficiente para
permitir novas reacções nucleares – o hélio transforma-se em
carbono e oxigénio;
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1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
•
•
• Para estrelas com cerca de 8 vezes mais massa que o Sol,
quando todo o hélio se consome no núcleo da estrela, este
contrai-se de novo e reaquece. A energia então libertada é
suficiente para que o carbono e o oxigénio iniciam reacções de
fusão nuclear – o carbono produz néon e magnésio, o oxigénio
produz silício e enxofre.
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1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
• O núcleo da estrela volta a contrair-se quando se esgotam os
elementos referidos. O silício e o enxofre produzem ferro.
• Neste estado, a estrutura da estrela assemelha-se a uma
cebola – um núcleo de ferro, rodeado por sucessivas camadas
de silício e enxofre, depois de néon e magnésio, em seguida de
carbono e oxigénio, depois hélio e a mais externa, de
hidrogénio.
• Como a reacção de fusão do ferro não liberta energia e com o
sucessivo término das reacções nucleares, a temperatura da
estrela diminui . O núcleo da estrela é comprimido pela
gravidade, pois as forças de pressão que expandiam a matéria
estelar diminuem.
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1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
• O núcleo da estrela colapsa, libertando gigantescas
quantidades de energia que atingem as camadas exteriores,
aquecendo-as e empurrando-as pelo espaço numa explosão –
supernova.
• O material estelar é lançado no Universo, espalhando nele
elementos que irão integrar as novas estrelas e os planetas.
• No espaço, devido às elevadas temperaturas, produzem-se
outros elementos mais pesados, do ferro ao urânio.
• O que resta da estrela pode tornar-se num pulsar (cadáver
estelar muito denso constituído por neutrões) ou num buraco
negro, consoante a sua massa é 25 vezes superior ao Sol ou não.
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1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
DAS ESTRELAS AO ÁTOMO
1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
DAS ESTRELAS AO ÁTOMO
1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
• Reacções nucleares de fissão
• Reacções em que se bombardeiam núcleos de átomos
grandes e instáveis com neutrões, dando origem a dois
núcleos mais pequenos e mais estáveis, com uma apreciável
diminuição de massa e libertação de uma grande
quantidade de energia;
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1.1.5. Reacções nucleares e sua aplicação
• As reacções nucleares de fissão são usadas em
• Arqueologia – datação radioactiva;
• Centrais nucleares – aproveitamento da energia libertada
na reacção para produzir energia eléctrica;
• Medicina – detector de imagens, tomografias e
radiofármacos, terapia do cancro;
• Aplicações espaciais – calibração de detectores, perigos
da radiação;