GÊNESE DOS ELEMENTOS QUÍMICOS

                             as nuvens de gás contraíram-se formando as protoestrelas

A NUCLEOSSÍNTESE ESTELAR

A maior parte dos elementos químicos que podemos observar é originada em processos que ocorrem no interior das estrelas, ou seja, processos de nucleossíntese estelar, em que a transformação de um elemento em outro é um subproduto da geração de energia nas estrelas. De maneira geral podemos subdividir esses processos em duas classes, a nucleossíntese quiescente, nucleossíntese explosiva, que ocorre somente nos estágios finais de estrelas de grande massa ou estrelas em sistemas binários, em explosões de supernovas. caracterizada pelas reações nucleares que ocorrem durante a vida de todas as estrelas, e a Os processos de nucleossíntese quiescente correspondem a uma queima nuclear hidrostática, isto é, ocorrem enquanto a estrela está em equilíbrio hidrostático, quando o peso das camadas superiores é equilibrado pela pressão do gás nas camadas inferiores, onde ocorrem as reações nucleares. Nessa fase, com duração de vários bilhões de anos para estrelas com massas próximas à do Sol, as dimensões e a temperatura superficial das estrelas praticamente não se alteram. Estrelas mais massivas, cujas massas são superiores a dez vezes a massa do Sol, aproximadamente, consomem seu combustível nuclear muito mais rapidamente, e têm uma duração muito menor do que as de menor massa. Nesse caso, o colapso causado pelo esgotamento do combustível nuclear é extremamente violento, gerando uma intensa instabilidade e uma explosão que ejeta as camadas mais externas da estrela ou mesmo toda ela. A energia gerada nesta explosão é extremamente alta, tipicamente 10**42 a 10**44 J, sendo suficiente para produzir as reações nucleares que dão origem aos elementos mais pesados que o Fe e outros elementos, inclusive alguns formados também pelo processo quiescente. Estrelas isoladas precisam ter massas acima de dez massas solares, aproximadamente, para sofrer o colapso que leva ao processo explosivo. No caso de sistemas binários, o processo pode acontecer com estrelas menos massivas. Parte da massa de uma das estrelas é transferida para a outra, geralmente uma estrela colapsada, formando um disco de acréscimo, onde a matéria é precipitada violentamente, causando a explosão do objeto colapsado. Note-se que os eventos catastróficos que dão origem aos elementos mais pesados que o 56Fe devem ser pouco frequentes, uma vez que a abundância cósmica desses elementos é muito mais baixa que a dos elementos do grupo do ferro, onde o número atômico Z está próximo de 26. Isto pode ser visto na figura 1, e sua explicação é dada pela existência de um número pequeno de estrelas de grande massa relativamente às estrelas com massas próximas da massa solar.

QUEIMA DE H

O processo mais simples de nucleossíntese quiescente é a queima de H com a formação de 4He, que pode ocorrer por meio da cadeia próton-próton ou do ciclo CNO. A cadeia próton-próton ocorre em estrelas com temperaturas centrais da ordem de 10**7 K, aproximadamente, suficientemente altas para que a energia cinética dos prótons possa ultrapassar a barreira coulombiana de potencial repulsivo que existe entre eles. São necessários quatro prótons para cada núcleo de 4He produzido, gerando energia, pósitrons e neutrinos no processo. É o processo padrão nas estrelas de baixa massa, e está ocorrendo no Sol há cerca de 4 bilhões de anos, sendo, em última análise, responsável pela luminosidade solar. Um exemplo das reações da cadeia próton-próton é:






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A matéria das protoestrelas continua a contrair-se, devido à gravidade, provocando aquecimento e, quando a temperatura no seu interior atinge os 10 a 15 milhões de graus kelvin, inicia-se a fusão nuclear do hidrogénio em hélio-4 e a estrela começa a brilhar.

As quantidades de energia libertadas intensificam a agitação das partículas, originando forças de pressão que tendem a expandir a matéria estelar, o que contraria a gravidade que tende a comprimi-la. Este é o equilíbrio no qual a estrela se mantém durante a maior parte da sua vida – fase principal da vida da estrela.

A duração desta fase depende da massa inicial da estrela. As estrelas mais maciças queimam mais rapidamente o hidrogénio porque necessitam de maior quantidade de energia para equilibrar a contracção gravitacional, sendo, por isso, mais elevada a sua temperatura.

Quando todo o hidrogénio se transforma em hélio, as forças que contrariam a força da gravidade deixam de existir, o que implica a contracção do núcleo da estrela.

Esta contracção reaquece o núcleo da estrela, aumentando a temperatura duma forma tal que é suficiente para permitir novas reacções de fusão.

        E = 6,42 x 10¹⁰ J/g de carbono produzido

E = 7,8 x 10¹⁰ J/g de oxigénio produzido

Ocorre a expansão da camada exterior da estrela, onde não ocorre fusão, rica em hidrogénio, diminuindo a temperatura da parte mais superficial da estrela, que assume uma cor avermelhada, estrela gigante vermelha – fase de gigante vermelha.

• no núcleo da estrela ocorre a fusão do hélio em carbono e oxigénio

• na camada fina que envolve o núcleo continua a ocorrer a fusão do hidrogénio em hélio

• a camada exterior expande-se, ganhando cor vermelha

A fase seguinte depende da massa inicial da estrela.

M_estrela £ 8 M₀

• ejecção de um vento rápido de matéria e energia para o exterior (nova), formando uma nebulosa planetária
• estrela
anã branca – resíduo estelar de estrelas com massa inicial M £ 8 M₀
• contracção do núcleo da estrela, devido à gravidade, com aumento de temperatura e densidade
• núcleos e electrões exercem uns sobre os outros forças de pressão cada vez maiores
• equilíbrio entre estas forças de pressão e a força da gravidade
• arrefecimento progressivo até se transformar numa anã castanha e numa anã negra

M_estrela > 8 M₀

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  fusão do carbono em néon e magnésio  e do oxigénio em silício e enxofre   nova contracção do núcleo da estrela   fusão do silício e do enxofre em ferro   reacções nucleares nas camadas exteriores   expansão das camadas exteriores devido à energia propagada do interior   fase de estrela supergigante vermelha

• paragem das reacções nucleares
• energia libertada no núcleo não é suficiente para provocar a fusão do ferro
• colapso rápido do núcleo de ferro da estrela, devido à gravidade
• libertação de gigantescas quantidades de energia, que aquecem brutalmente as camadas exteriores, aquecendo-as e empurrando-as para o espaço, a velocidade elevada (supernova)
• novas reacções nucleares, no envelope gasoso, em expansão, onde se produzem os elementos mais pesados, do ferro ao urânio

M_estrela < 25 M₀

• compressão cada vez maior do resíduo estelar, o que leva à desagregação dos núcleos, por colisão
• transformação dos protões em neutrões, dando origem a uma
estrela de neutrões ou pulsar
• equilíbrio entre as forças de pressão dos neutrões e a força da gravidade

M_estrela > 25 M₀

• o resíduo estelar torna-se ainda mais denso que a estrela de neutrões
• a força da gravidade é tão elevada que nenhuma força interior consegue compensar
• nada escapa, nem mesmo a luz –
buraco negro

Nucleossíntese interestelar

• raios cósmicos, protões e/ou electrões de grande energia cinética, provenientes de supernovas e outros fenómenos cósmicos, colidem com elementos existentes no espaço interestelar, dividindo e originando elementos leves, inexistentes na nucleossíntese primordial e na nucleossíntese estelar, o lítio-6, o berílio e o boro, completando a formação dos elementos químicos
• "somos feitos de matéria cósmica, somos poeiras de estrelas"
• "somos irmãos das rochas e primos das estrelas"

• Abundâncias relativas dos elementos no Universo
  • o elemento mais abundante no Universo é o hidrogénio, com cerca de 90 % em número de átomos
  • o hélio é o segundo elemento mais abundante no Universo, com cerca de 8 % em número de átomos
  • seguem-se em abundância, os seguintes elementos: oxigénio, carbono, néon, azoto, magnésio, silício, ferro e enxofre
  • os elementos mais pesados aparecem em quantidades mínimas, elementos vestigiais
  is pesados aparecem quantid
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• Nucleossíntese Estelar

  Conjunto de reações termonucleares que ocorrem na região central das estrelas e que são responsáveis pela transformação dos elementos químicos. Em estrelas do tipo solar, por exemplo, ainda na sequência principal o processo se inicia com a cadeia PP1 na qual dois prótons se fundem dando origem a um núcleo de deutério e um pósitron.
  
  Os pósitrons e elétrons se combinam gerando fótons energéticos que retornam ao meio.
  
  No terceiro estágio os núcleons de deutério e hidrogênio se fundem formando o hélio-3.
  
  Finalmente os núcleos de He-3 se combinam dando origem ao He-4 que é estável.
  
  ades mínimas, elementos vestigiais
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•  Fonte:
•  http://profs.ccems.pt/PauloPortugal/CFQ/Arq
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