formação dos elementos-origem da vida
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NucleossínteseNucleossínteseFormação dos elementos químicos e
o ciclo de vida das estrelas
Aula 2
Partículas Radioativas
Fusão Nuclear
Até 1 seg. Após 1 seg.
Essencialmente “barions”
Ainda sobre a nucleossíntese no Big Bang
Partículas sub-atômicas
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.
Nucleossíntese no Big BangBig Bang
Formação de massa no Universo
Evolução de energia e massa no universo...
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
Berçário estrelar = Nebulosa
Uma nova estrela !
Explosão de gases em uma jovem estrela binária
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
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.
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.
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
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” !
Observem......
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…..
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......
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.....
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???
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.
Todos os tipos de estrelas….
Como vimos, as estrelas tem cores Diferentes, as quais indicam diferentes temperaturas
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
Todos os tipos de estrelas….
Annie J Cannon(1863-1941)
Seqüência Estrelar
Oh, Be A Fine Girl--Kiss Me!
queima He,produz C
nascimento
morte
Anãs marronsAnãs pretas
SEQUÊNCIA ESTRELAR
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
Ciclo de vida das estrelas
O ciclo de vida das estrelas depende de sua massa
Estrelas do tipo do Sol Estrelas Massivas
Estrelas Solares – etapa 1
Estrelas Solares – etapa 2
Processos nas estrelas solares....
Estrelas Solares – etapa 3
Processos nas estrelas solares....
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.
Gigantes Vermelhas
Estrutura da Gigante Vermelha
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.
Ciclo de vida das estrelas
O fim para as estrelas do tipo Solar
Nebulosa planetária
Após a exaustão de todo helio, as camadas mais externasda estrela são expelidas
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.
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
Ciclo de vida das estrelas
Super-Gigante Vermelha
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.
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.
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
Supernova !
Representação artística produzida pela NASA
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.
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.
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....
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.
Buracos Negros – um “Close”
Jato(nem sempre presente)
Disco de acreçãoEvento Horizonte
Singularidade(centro)
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.