A QUÍMICA COMO FERRAMENTA PARA O ESTUDO DE SUPERFÍCIES ESPACIAISsemanadaquimica.org/wp-content/uploads/2018/04/Astroquimica_Aula_1.pdf · que nêutrons e prótons pudessem se combinar

A QUMICA COMO FERRAMENTA PARA O

ESTUDO DE SUPERFCIES ESPACIAIS

Professora Diana Andrade

Observatrio do Valongo UFRJ

[email protected]

O OBSERVATRIO DO VALONGOLadeira Pedro Antnio, 43 Sade Centro Rio de

Janeiro - RJ

Mestrado e Doutorado em Astronomia

Astroqumica

Aula 1

Formao dos elementos qumicos

Formao do Universo

nucleossntese estelar

Molculas no Universo

Formao do Universo

Hoje sabemos que o Universo surgiu h cerca de 13,7 bilhes de anos, a partir de um estado muitodenso e quente que subitamente se expandiu Big Bang!

Ento, o Universo continua a se expandir e a esfriar (as leis de conservao foram a queda datemperatura com o aumento do volume do recipiente) de forma anloga a um balo com gs.

Evidncias observacionais fortes mais importantes:

i) A expanso propriamente dita Primeira comprovao feita por Hubble (1929): a partir do

deslocamento para o vermelho das linhas espectrais Galxias esto se afastando de ns, com

velocidades proporcionais as suas distncias: Mais distantes, maiores velocidades.

A relao entre distncia e velocidade constituiu

a primeira evidncia para a expanso do Universo, j

predita pelo russo Alexander Friedmann (1888-1925) em

dois artigos publicados no Zeitschrift fr Physik em 1922

e 1924, e pelo belga Georges-Henri

douard Lematre (1894-1966) em 1927, no Annales de

la Socit Scientifique de Bruxelles.
http://astro.if.ufrgs.br/univ/univ.htm#friedhttp://astro.if.ufrgs.br/univ/univ.htm#lemaitre

Formao do Universo

ii) A radiao csmica de fundo Que mostra as condies do Universo 380 mil anos aps o Big

Bang, quando o Universo era dominado por radiao. Nesta fase, a T caiu para ~3000 K, sendo

suficientes para que os prtons e partculas alfas capturassem eltrons para formar tomos dehidrognio e hlio neutros Fase de recombinao ou de desacoplamento, passando para um

Universo dominado por matria.

Sem eltrons livres para espalhar os ftons (Compton), o Universo passa de opaco para transparente e

a matria e a radiao evoluem independentemente. Esta radiao de 3 000 K, expandindo-se com o

Universo, o que detectamos como radiao do fundo do universo. Somente milhes de anos depois

as galxias comeam a se formar.


Formao do Universo

iii) As abundncias de He, Li e deutrio medidas em estrelas de distintas idades.

Desde a formao das estrelas mais velhas, somente 10% da massa de H inicial pode ter sido

convertida em He, por fuso nuclear no centro das estrelas.

A maior parte deste He ainda est no interior das estrelas. Portanto, os 23% de hlio observados no gs

interestelar e na atmosfera das estrelas foram necessariamente formados no Big Bang.

Em particular, nas estrelas mais antigas, a determinao do He fornece uma indicao clara de que

parte dele no foi fabricada pelos processos de nucleossntese estelar, mas durante a nucleossntese

primordial, nas fases iniciais de existncia do Universo.


Nucleossntese primordial

~3 minutos aps tinicial, a temperatura havia cado para cerca de um bilho de K, baixa o suficiente paraque nutrons e prtons pudessem se combinar incio da nucleossntese primordial.

O deutrio (1p+1n) foi o primeiro mais pesado a ser sintetizado, mas pouqussimo estvel.

A maioria dos prtons ficou livre, sem se combinar com nutrons, e mais tarde dariam origem aos

tomos de hidrognio.

A partir de princpios fundamentais bem simples, possvel mostrar coerncia nas fraes relativas

observadas para justificar a confiana na cosmologia do Big Bang. Por exemplo:

A partir das densidades de p e n usando as mesmas equaes da qumica de laboratrio, chega-se 1 n

por cada 7 p no momento da nucleossntese.

Rapidamente, um n+p se combinaram e praticamente a totalidade deles depois se combinou para

formar hlio. Enquanto isso, 6 de cada 7 prtons ficaram sem emparelhamento.

Assim, 75% da nucleossntese primordial deve ter formado H, e 25% He (com fraes pequenas de outros

elementos).


As principais reaes nucleares que ocorrem nesta fase inicial esto ilustradas abaixo.


O processo interrompido com o7Li, pois, com a expanso, a

densidade e a temperatura

decrescem rapidamente, no

sendo suficientes para novas

reaes envolvendo ncleos mais

pesados aps t ~1000 segundos.

J haviam se passado cerca de 20

minutos desde o Big Bang.

Alm disso, a inexistncia dos

ncleos estveis entre 5 e 8

ncleons tambm impediu que a

fuso continuasse.


A evoluo do Universo prosseguiu da em diante com a formao das

grandes estruturas.

com o prosseguimento da expanso, a matria primordial passou a

acomodar-se onde pequenas irregularidades na densidade comearam

a crescer, aumentando assim seu prprio potencial gravitacional.

Mais matria se aglomerando implicou ainda mais matria caindo at se

formarem grandes estruturas que deram origem aos aglomerados de

galxias e s galxias individualmente.

a partir dai que a nucleossntese continua at completar a tabela

peridica: as estrelas.



Hoje, Z (abundncia) dos principais elementos qumicos no Universo muito semelhante, tanto no

sistema solar, quanto nas estrelas, nebulosas e galxias.

Usamos como referncia a abundncia csmica, obtida basicamente a partir de medidas da

fotosfera solar, do vento solar e de meteoritos.

(Embora nos meteoritos, elementos volteis como o He e o Ne esto ausentes, ou condensados

incompletamente.)


Space Science Reviews, Volume 15, Issue 1, pp.121-146

Resumindo:

~ 75% a massa do universo visvel constituda de H;

~ 23% de hlio;

~ 2% para os elementos mais pesados.

Mas...

Esta pequena abundncia relativa (Z > 2) esconde sua real importncia:

A maior parte do material de que nosso planeta e do corpo humano faz

parte deste pequeno percentual.

No corpo humano: O (65%), C(18%), H (10%), N(3%), Ca (1,5%), P (1%), K,

S, Na, Cl, Mg, Fe...


Existem ainda muitas perguntas sem resposta sobre a origem dos elementos

qumicos, por isso a importncia de se estudar a evoluo qumica de

ambientes espaciais, como estrelas e o meio interestelar.

Mas em linhas gerais:

Os elementos qumicos que hoje medimos nos diversos sistemas foram

formados basicamente por trs grandes classes de processos:

i) A nucleossntese primordial;

ii) A nucleossntese estelar;

iii) A nucleossntese interestelar.


Nucleossntese quiescente: Reaes nucleares

durante toda vida da estrela;

Nucleossntese explosiva: somente em estgios

finais de estrelas de alta massa, ou em estrelas

binrias, supernovas.

Nucleossntese quiescente correspondem a uma queima nuclear

hidrosttica: ocorrem enquanto a estrela est em equilbrio hidrosttico

(o peso das camadas superiores equilibrado pela presso do gs nas

camadas inferiores, onde ocorrem as reaes nucleares).


Nessa fase, com durao de vrios bilhes

de anos para estrelas com massas prximas

do Sol, as dimenses e a temperatura

superficial das estrelas praticamente no se

alteram.

Estrelas com ~ M/M > 10, consomem seu combustvel nuclear muito mais

rapidamente, e tm uma durao muito menor do que as de menor

massa.

O colapso causado pelo esgotamento do combustvel nuclear

extremamente violento, gerando uma intensa instabilidade e uma

exploso que ejeta as camadas mais externas da estrela ou mesmo toda

ela.


On the left is Supernova 1987A after the star has

exploded. On the right is the star before it exploded.

Credits: NASA

A energia gerada nesta exploso

extremamente alta e suficiente para

produzir as reaes nucleares que do

origem aos elementos mais pesados que o

Fe e outros elementos, inclusive alguns

formados tambm pelo processo

quiescente.

No caso de sistemas binrios, o processo pode acontecer com estrelas

menos massivas.

Por exemplo: Uma estrela an branca rica em carbono-oxignio rouba

matria da companheira. Em algum momento, a an branca pode

acumular matria suficiente para colapsar, causando uma exploso,

resultando numa supernova.

As ans brancas permanecem estveis somente at 1,4 Massa solar (limite

de Chandrasehkar)


Esquema artstico. Nebulosa planetria Henize 2-428. Duas

ans brancas com massas um pouco menores que a do Sol

que deram origem a exploso de Supernova do tipo Ia.

Esses eventos catastrficos devem ser poucofrequentes Abundncias
SuperNovaIa ESO.webmSuperNovaIa ESO.webm


Estrelas de baixa massa e de massa intermediria

As estrelas de baixa massa (0,08 < M/Msol < 0,8) evoluem muito lentamente.

As formadas durante o inicio da formao das Galxias ainda esto na

sequncia principal.

He ainda no est em seus ncleos No contriburam para evoluo

qumica do meio interestelar.

Objetos com M/M

0,08 no so capazes de fazer fuso nuclear do

hidrognio.

O mecanismo mais comum de produo de energia na sequencia

Principal (SP) o chamado cadeia prton-prton, descrito pela seguinte

cadeia de reaes nucleares:

Estrelas com T centrais ~ 107 K energia

cintica dos prtons ultrapassa a barreira

coulombiana de potencial repulsivo que existe

entre eles.

o processo padro nas estrelas de baixa massa, e est ocorrendo no Sol

h cerca de 4 bilhes de anos, sendo, em ltima anlise, responsvel pela

luminosidade solar.


Cadeia prton-prton

Forma simplificada


Cadeia prton-prton

Completa

Estrelas mais massivas, T > 2 x107 K, transformam H em He por

meio do ciclo CNO, desde que haja disponibilidade de C, N O

no seu interior.


Ciclo CNO

Repare que a sequncia de reaes usa

ncleos de carbono pre-existentes, produz

temporariamente nitrognio e oxignio,

porm ao final restitui-se o carbono inicial e

os produtos so ncleos de hlio, psitrons,

neutrinos e energia.

C, N e O j existentes no ncleo estelar

atuam de forma anloga a catalisadores

em reaes qumicas. A composio no

se altera ao longo da cadeia de reaes.

Simplificado


Ciclo CNOCompleto

Reao triplo-alfa.

A estrela precisa ter massa

suficiente para que esta etapa

ocorra.


Queima de H ocorre at que se esgote na regio central quente

colapso da regio, incapaz de suportar o peso das camadas superiores Novo aquecimento (T >108 K) Fuso de H nas camadas mais

externas Fuso do He.

Nesta fase as camadas externas da estrela se expandem e resfriam, e a

estrela torna-se uma gigante vermelha. o que ocorrer com o Sol no

futuro.

Reao triplo-alfa.

E o que aconteceu com a estrela do

sistema planetrio do Superman,

detonando Krypton.


A fase de "tranquilidade" do nosso Sol deve durar, no total, cerca de 11 bilhes de anos.

Como ela se iniciou h cerca de 4,5 bilhes de anos, o Sol ainda tem pela frenteaproximadamente 6,5 milhes de anos de tranquilidade. Aproveitem enquanto

podem!A luminosidade do Sol deve dobrar no final destes 11 bilhes de anos.

T, toda a gua vai evaporar. Quando????

Fase mais rpida ~1 bilho de anos.

L = 2 mil vezes maior que a atual;

D = 200 vezes maior que o atual.

A rea enorme superfcie esfria um pouco, mesmo com a luminosidade do Sol

aumentada Tsup ~ 3 000 K.

Muito grande, avermelhado e frio, o Sol ser, ento, uma estrela gigante vermelha.


Sol hoje, fase calma

O futuro do Sol

Ainda na fase de gigante vermelha (GV) H das camadas prximas ao

ncleo se esgotar queima do He atravs de pulsos (episdios

rpidos) Variao de brilho e tamanho.

Mercrio ser completamente engolido.

Vnus e Terra, no temos certeza do que acontecer. Depender

basicamente da quantidade de matria que o Sol ir perder daqui para a

frente.

O futuro do Sol


Os planetas tm rbitas situadas a uma distncia que depende da massa

do Sol. M, D planeta-Sol.

Se o Sol tiver alta (taxa de perda de massa) na fase gigante, Vnus e Terra "fugiro" para rbitas mais distantes Existe esperana! Salvao!?

Mas no certo. Ainda precisa-se de muita pesquisa para esclarecer o

futuro do nosso sistema planetrio.

O futuro do Sol


J no fim da fase de GV, o Sol perder (praticamente de uma vez) todasas suas camadas externas. Nebulosa Planetria.

O futuro do Sol


A nebulosa planetria Helix, na Constelao de Aquarius.

objetos ricos em elementos

qumicos produzidos por suas

estrelas progenitoras.

Enriquecimento do MIE.

Estrelas mais massivas reaes nucleares em mltiplas camadas (4He

em 12C no ncleo a queima junto com 1H em 4He em uma camadaadjacente ao ncleo e um pouco mais fria do que este) C pode se

converter em 16O, se a temperatura central for suficientemente alta.

Para estrelas com 1 M/Msol 8 Msol Param neste estgio. Exceopara sistemas binrios, onde duas estrelas giram muito prximas uma da

outra.

Estrelas mais massivas que o Sol


Se M > ~ 8 M Tcentral ~10

9 K Formao de elementos mais pesados. Alguns exemplos:

Nucleossntese estelar do carbono ao ferro


Elementos alfa:

formao por

captura de um

ncleo de 4He.

Alguns destes

elementos

podem tambm

ser formados na

queima de C e

O, como nas

reaes direita:

Nutrons podem ser formados utilizados mais tarde nos

processos de nucleossntese explosiva.

De modo geral, as reaes nucleares so eficientes na fuso de

elementos at o 56Fe, isto , incluem tambm 44Sc, 48Ti, 52Cr e 56Fe.

Aps isso, deixam de ser exotrmica.

http://www.astro.iag.usp.br/~jorge/aga205_2011/31_EvolDEst_MediaAltaMassa.pdf Em 12/09/2016.

Evoluo de estrela de massa intermediria

http://www.astro.iag.usp.br/~jorge/aga205_2011/31_EvolDEst_MediaAltaMassa.pdf

Ncleos como Fe e elementos do seu grupo capturam neutrons (produzidos

anteriormente).

Processo-s (lento) Fluxo de nutrons no alto estgios finais de

evoluo de estrelas de massa intermediria, na fase de gigantes frias, na

fase de queima hidrosttica.

Ocorre em escalas de tempo longas com relao ao tempo de

decaimento beta.

Com a captura de um nutron e a liberao de um eltron, o Z aumenta,

repetindo-se o processo at a formao de um novo ncleo estvel.

Um ncleo semente como o 56Fe pode capturar nutrons em sucessivas

reaes nucleares, formando elementos como Co, Ni, Cu, Zn, etc., at o209Bi, com Z = 83.

Nucleossntese estelar: Elementos mais pesados que o Fe


Processo-r e Processo-s

Nucleossntese estelar: Elementos mais pesados que o Fe


Processo-r e Processo-s

Processo-r Captura dos nutrons segue-se o decaimento beta.

Associado essencialmente a eventos explosivos energticos

Nucleossntese explosiva.

Pode ocorrer nas exploses de supernovas de tipo II, deixando como

remanescente uma estrela de nutrons, ou seja, gerando enormes fluxos de

nutrons.

Os elementos produzidos no processos podem tambm ser formados no

processo-r, mas o processo-r alcana rapidamente os nmeros atmicos

mais altos. Alm dos processos s e r, os elementos mais pesados que o ferro

podem tambm ser produzidos pelo processo-p, de captura direta de

prtons, se a temperatura for suficientemente alta.


Esquema de evoluo estelar

E as molculas?

Descoberta das molculas:

CN, CH, + final da dcada de 1930;

Radical hidroxila (OH), vapor de gua (2) , amnia (3 ),formaldedo (2), monxido de carbono (CO) dcada de1960 faixa milimtrica e centimtrica do espectro;

2 a mais abundante em regies interestelares e no Universo em 1970 observaes de foguetes da bandas de Lyman em

absoro da estrela Per.

E as molculas?

Atualmente: algumas poucas centenas

- Atmosferas planetrias;

- Cometas;

- Atmosferas e envoltrios

estelares;- Objetos Herbig-Haro;

- Regies de formao estelar;

- Regies HII;

- Nebulosas planetrias;

- Nuvens insterestelares; - Restos de supernovas;

- Galxias ativas.

Na tabela no

esto considerados

os istopos.

E as molculas?

AMBIENTES ESPACIAIS

E

MOLCULAS

Pea chave na evoluo qumica do Universo.

O MIE gs tnue de H, He e traos de outros elementos

elementos neutro, ionizado, formando molculas, fase

gasosa ou condensada.

enriquecido com os produtos gerados pela snteseestelar vida e morte perda de massa lenta ou

explosiva

Tipicamente 1 partcula(H)/cm3 ~10-4 C/H

10 < T(K)

Separao entre as estrelas ~ 2 pc Densidade estelar () 6x10-2 pc-3

O gs organizado em fases: Nuvens moleculares frias, Nuvens

HI frias, Regies HII, gs quente entre nuvens, gs coronal

quente.

O aquecimento do gas e a poeira interestelar causado:

i) Pelos ftons estelares, vindo de muitas estrelas (campo de

radiao interestelar mdio);

ii) Pelos raios csmicos (ions energticos, prton de GeV);

iii) Raio-X emitido - gas quente extragalctico, galctico e local.

O Meio interestelar (MIE)

Principais fontes de matria interestelar:

- Perda de massa em estrelas gigantes vermelhas;

- Nebulosas planetrias;

- Ventos estelares;

- Supernovas;

- Queda de matria (infall) de origem extragalctica.

Principais fontes de esgotamento de matria no MIE:

- Formao estelar (essencialmente);

- Perda de matria entre a galxia e o meio intra-aglomerado.



Para elementos como C, O, Si, Mg, Fe, ZMIE

Ecossistema Galctico

Nuvens interestelares difusas


Nuvens difusas so aquelas onde a radiao das estrelas penetra

com certa facilidade.

Processos qumicos dominados pela fotodissociao e fotoionizao UV e raios-X das .

Poucas molculas (H2 tpico).

gas ~ 100 H por cm3 e pode aparecer como H2 ou H livre a T ~ 100 K.

Diatmica: CO, CH, CH+, CN, OH, C2, ... M/H ~ 108 ou menos

(exceto CO, CO/H ~ 106 ).

Recentemente: HCO+, CH2, HCN, ... PAHs.

O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)

Objetos interestelares: Nuvens interestelares difusas

No podem ser formadas no MIE-

Resultado da fragmentao dos

gros choques.

O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)

Nas nuvens interestelares difusas, a poeira tem trs importantes

papis na qumica:

- Extino da luz da estrela diminuio parcial da

fotodegradao;

- A poeira (atravs do efeito fotoeltrico) acopla a energia da luz

estelar ao gs e fornece a principal fonte de aquecimento.

- Catlise - os gros de poeira permitem que a qumica

heterognea ocorra.


O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)O Meio interestelar (MIE)

Um exemplo simples da ajuda da poeira na formao

de molculas Formao de H2:

Processo MUITO lento!

ou

Processo fortemente

proibido!

Necessidade da

poeira para

catalisar as reaes!


Regies HII

Objetos interestelares: Regies HII

Nuvens de gs H ionizado

Gs ionizado T ~ 104 K

Densidades:

103 < (cm-3 ) < 104 - regies compactas, como Orion;

Para comparao: 10 cm-3 - Nebulosas difusasgigantes, como a nebulosa da Amrica do Norte.

M ~ 300 M

Grande Nebulosa de

Orion (M42)

Ocorrem principalmente em volta de estrelas O e B - UV com

E > 13,6 eV H ionizado.

Grande Nebulosa de

Orion (M42)

M ~ 300 M

Espectro tico dominado por linhas de

recombinao do H e He;

Linhas em emisso proibidas no tico de alguns

ons como [OII], [OIII], e [NII];

Emisso IV poeira quente.


Grande Nebulosa de

Orion (M42)

M ~ 300 M

Ricas em H+ (prtons) e e- livres.

Linhas do H so emitidas quando o eltron passa,

subseqentemente, pelos vrios nveis de energia.

UV da estrela so degradados em ftons no visvel.

Mecanismo dominante n=3 para o n=2 = 6563,

dominante e por isso a cor vermelha da regio.


Trapzio na Nebulosa de rion. Crditos: Hubble Space Telescope.

Visvel Infravermelho

A imagem cobre um ano-luz. ~300 estrelas e 50 ans marrons em formao e

recm formadas.

Placas de sinalizao indicando regio de formao estelar na Galxia.


Nuvens moleculares densas

So mais densas e opacas do que as nuvens difusas.

Objetos interestelares: Nuvens moleculares densas

Os gros tm papel de:

(i) atuar como uma camada protetora para as espcies moleculares no

interior da nuvem (absorvendo UV);

(ii) Catalizar, formando principalmente H2.

Resultado: Diminuio dos processos fotoqumicos!

Domnio da qumica entre on-molcula iniciada pela ionizao do H

pelos raios csmicos (RC).

T ~ 10 K na TMC-1 (Taurus

Molecular Cloud), a qual no

apresenta indcio de formao

estelar.

Nas moleculares densas, como

Orion KL, as T ~ 30100 K.

Objetos interestelares: Nuvens moleculares densas

Nuvens moleculares gigantes

GMC (Giant Molecular Clouds) essencialmente complexos de nuvens

moleculares que apresentam intensa emisso molecular e indcios de

formao estelar.

Junto com alguns aglomerados globulares, so os objetos mais massivos da

Galxia.

Objetos interestelares: Nuvens Moleculares Gigantes

Constitudas de gs atmico, gs molecular (H2, CO, NH3 etc.), poeira

interestelar e gelos.

Os gros de poeira: silcio (silicatos) ou de carbono como o diamante, o

grafite, o carbono amorfo e os hidrocarbonetos policclicos aromticos

(HPAs ou PAH).

Fragmentam-se em nuvens de diversos

tamanhos, que entram em colapso

gravitacional dando origem a estrelas de

baixas, mdias e altas massas.

esquerda: Glbulos de Bok e nuvens escuras de diferentes

tamanhos, compostas de gs e gros de poeira que esto ou iro

entrar no processo de colapso gravitacional, dando origem a estrelas

de diferentes massas. Fonte: Nasa e The Hubble Heritage Team.

Objetos interestelares: Nuvens Moleculares Gigantes

Objetos estelares

Discos proto-planetrios

Objetos estelares


Uma estrela como o Sol, quando recm-nascida continua a sugar a matria circundante

formao de um disco espesso de gs e gros regio de formao planetria.

Os ambientes que circundam as

estrelas recm-nascidas e as estrelas

evoludas so considerados verdadeiros

laboratrios qumicos, onde ocorrem

reaes qumicas formando compostos

orgnicos e inorgnicos.

Disco protoplanetrio dividido de acordo

com e T.

R a distncia radial da estrela central

Z a altura em relao ao plano do

disco, dada em unidades astronmica

(UA).

Objetos estelares


Plano - mais densa e fria. Radiao estelar e do MIE no penetra.

Plano - mais densa e fria. Radiao

estelar e do MIE no penetra.

Z : T e Regio totalmente

ionizadas Regies HII;

No meio destas duas regies: ftons

de uv e raios X conseguem penetrar

mais profundamente sem serem

absorvidos, as molculas podem serdissociadas e temos as chamadas

regies de fotodissociao (PDRs).

Objetos estelares


Espcies detectadas em vrios

discos proto-planetrios:

CO, CO2, CN, HCN, HNC, H2CO,

C2H, C2H2, CS, OH, HCO+,

H13CO+, DCO+, N2H+ e vapor de

gua (Andrade, Rocco e

Boechat-Roberty, 2010).

UV e Raios-X, emitidos pela estrela recm-formada interagem com o gs e poeiracircundante ionizao (e- arrancados dos tomos e das molculas) e a dissociao

(quebra das molculas) radicais e ons reagem quimicamente novas e mais complexas

molculas.

NOSSO SISTEMA PLANETRIO

62

Allende - PDMS

Espectro de Massas

63

Allende - PDMS

Espectro de Massas

64

Allende - PDMS

Espectro de Massas

65

Allende - PDMS

Espectro de Massas

Objetos estelares

Nebulosas Planetrias

Estgio final da vida de uma estrela semelhante ao Sol.

Camadas externas so ejetadas para o MIE nebulosa planetria

Nesses ambientes: diversas reaes qumicas entre espcies na fase gasosa e entre

espcies congeladas na superfcie de gros.

NGC 2818, uma nebulosa planetria num

aglomerado estelar aberto. Crdito: NASA,

ESA, e Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

C4H2, C6H2, benzeno C6H6, que

a unidade bsica dos

PAHs.

EXEMPLO DE

COMPLEXIDADE:

A MOLCULA DE H2

H2 nas nuvens moleculares

H2 mais abundante no espao;

Constitui parte das nuvens difusas e praticamente toda a massa das nuvensdensas. Tem uma explicao!

A quantidade de H2 numa direo diretamente proporcional quantidadede poeira naquela direo associao entre os gros slidos e o gs

molecular.

Nuvens so densas suficiente

para favorecer a aproximao

de 2 H para a formao de H2.

Nas nuvens densas, a presena dos gros slidos impede apropagao da radiao UV protege da dissociao.

Servem como catalisadores.

~1

2

Adotando d ~ 3 , numa nuvem difusa de T = 100 K e

= , temos que ~10

8 .

Se e = , temos que ~

.

Taxa de colises = ~ Reao lenta

Tempo de coliso entre H nas nuvens interestelares

Para comparao

Na atmosfera de uma estrela fria:

~103 e ~10153 ~

.

Taxa de colises = ~.


Para comparao:

Na atmosfera da Terra, em uma reao envolvendo

N ou O:

T = 300 e ~10193 ~

.

Taxa de colises = ~.


FORMAO DE H2 NA SUPERFCIE DOS GROS

H + H colidem podem ou NO formar H2

Se o excesso de energia no for removido, os tomos colidiro,mas se afastaro depois sem formao de molcula.

Mas se um terceiro corpo retira parte da energia a reao

facilitada Superfcie pode estabilizar a molcula formada.

Principais processos em superfcie de

interesse astroqumico:

- Adsoro;

- Espalhamento;

- Difuso;

- Dessoro.

O sticking probability (SP) ou sticking power a probabilidade de uma molcula aderir superfcie

ao invs de ser espalhada ou aprisionada por um curto perodo de tempo, dessorvendo em seguida.

At o momento, esta quantidade s pode ser determinada empiricamente e um dado importante em

astroqumica.



Mecanismo Eley-Rideal (ER) tomos ou molculas na

fase gasosa colidem com tomos ou molculas adsorvidaspreviamente. Reaes de hidrogenao nos gros,

formando H2 e H2O.

Ex. Simples: Eespcie mais complexa (A2B) formada,

permanece aprisionada na superfcie ou, se a entalpia deformao for suficiente, ela pode dessorver diretamente

para a fase gasosa.

Pode ocorrer tambm uma reao de substituio (duas

espcies so formadas, A2 + B).

Qualquer combinao dessas espcies pode permanecer

na superfcie ou dessorver para fase gasosa.

As reaes de catlise para a transformao das espcies

A e B em P ocorrem, geralmente, segundo doismecanismos:


Mecanismo Langmuir-Hinshelwood (LH): mais

comum.

Encontro de duas espcies j adsorvidas.

Ambas as espcies esto previamente adsorvidasna superfcie uma aprisionada num stio ligante e a

outra difundindo livremente atravs da superfcie.

Quando a espcie difusora colide com a espcie

adsorvida ocorre uma reao, gerando uma nova

espcie (A2B), que como no caso Eley-Rideal,

poder permanecer aprisionada na superfcie, mas

geralmente dessorvida.

As reaes de catlise para a transformao das espcies

A e B em P ocorrem, geralmente, segundo doismecanismos:

OBRIGADA

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