Formação dos elementos-Origem da Vida

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.