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AGG-309 Evolução de Dinâmica Interna da Terra Profa. Leila Marques 1 COMPOSIÇÃO QUÍMICA DO UNIVERSO E DO SISTEMA SOLAR Introdução As informações sobre a composição do universo baseiam-se principalmente no estudo espectrográfico das atmosferas estelares, o qual utiliza dispositivos que dividem a luz nos diferentes com- primentos de onda. Quando os átomos de um determinado elemento são excitados por radiação, emitem radiação adicional com comprimentos de onda característi- cos. Se átomos desse mesmo elemento estiverem presentes em um gás relativa- mente frio, eles absorverão do espectro de luz branca os mesmos comprimentos de onda característicos, que são emitidos quando estão excitados, originando fai- xas escuras no espectro. Dessa forma, os gases relativamente frios que envolvem uma estrela ab- sorvem a luz do interior incandescente e a absorção produz faixas escuras no es- pectro da estrela. As freqüências e inten- sidades das faixas são grandes fornece- doras de informação sobre a composição dos gases absorventes. A análise dos comprimentos de onda emitidos por galáxias e outros objetos distantes mostra um deslocamento das raias de absorção do espectro para meno- res frequências (Efeito Doppler). Isto mostra que estes corpos estão afastando- se da região onde se situa o Sistema So- lar, indicando um processo de expansão universal. De acordo com esta hipótese, toda a matéria estava concentrada em uma região do espaço muito pequena. Esta concentração de matéria explodiu violentamente para iniciar a expansão que persiste até os dias de hoje. Esta teo- ria é denominada de big bang. Resta saber quando esta explosão ocorreu. Dezoito bilhões de anos atrás parece ser o limite superior para a idade do universo, cujo cálculo baseia-se no fato de haver um incremento de ve- locidade de 16 km/s para cada milhão de anos-luz de distância de cada objeto ob- servado (Lei de Hubble). Nesta taxa, ob- jetos que estão a uma distância de 18 bi- lhões de anos-luz (ainda não observados) devem estar afastando-se com a veloci- dade da luz. Desta forma, a velocidade da luz impõe um limite superior para a distância de um objeto, como também limita o tempo que decorreu desde o big bang. É possível que a taxa de ex- pansão tenha decrescido através do tem- po cósmico. Neste caso o big bang ocor- reu mais recentemente. A maioria dos cálculos efetuados fornece uma idade para o universo entre 12 e 18 ba. As médias da composição de muitas estrelas de diferentes tipos, tomadas con- juntamente com a matéria interestelar fornecem a composição do universo. Os dados mostram que o universo é consti- tuído pelos mesmos elementos que ocor- rem na Terra. Somente no início, em 1868, foi descoberto um elemento que não se conhecia na Terra, o hélio. Quase trinta anos mais tarde o hélio foi identifi- cado, por Ramsey, quando o gás des- prendeu-se no aquecimento de uraninita (mineral de urânio). A espectrografia mostra que o hidro- gênio é o elemento mais abundante do universo, consistindo de 93 átomos para AGG-309 Evolução e Dinâmica Interna da Terra Profa. Leila Marques 2 cada 100 átomos, perfazendo um total em massa de 76% da massa total do uni- verso. O hélio é o segundo elemento mais abundante com 23% da percenta- gem em peso. Do 1% restante, os dez elementos mais abundantes em ordem decrescente são: oxigênio, carbono, ni- trogênio, neônio, magnésio, silício, ferro, enxofre, argônio e sódio. A abundância de todos os outros elementos restantes geralmente decresce com o aumento do número atômico. Padrão de abundância dos elementos químicos Baseando-se nos dados sobre a com- posição dos meteoritos e da matéria solar e estelar, Goldschmidt em 1937 compi- lou a primeira tabela das abundâncias cósmicas dos elementos e de seus isóto- pos. Suess e Urey, em 1956, publicaram uma tabela revisada, usando uma maior quantidade de dados mais precisos e a- cumulados desde 1937. Atualmente exis- te uma grande quantidade de dados obti- dos com precisão bem mais elevada. Em geral, não existe muita variação nas abundâncias relativas em diferentes regiões do universo. Das diferenças ob- servadas, a maioria delas pode ser expli- cada em termos das condições físicas, presentes e passadas, nas regiões anôma- las. Por exemplo, a matéria meteorítica ou terrestre difere da solar pela escassez de elementos gasosos, mas estas dispari- dades podem ser explicadas pelo tipo de evolução do Sistema Solar. As variações nas abundâncias dos elementos hidrogê- nio, hélio, lítio, berílio, boro, carbono e nitrogênio nas diferentes partes do uni- verso são conseqüência de reações ter- monucleares, responsáveis pela produção de energia nas estrelas. Recentemente, verificou-se que a abundância dos ele- mentos pesados varia de estrela para es- trela e está relacionada com a idade este- lar. A abundância relativa dos diferentes elementos, especialmente dos mais leves, varia consideravelmente. Um elemento pode ser cem ou mil vezes mais ou me- nos abundante do que seu vizinho imedi- ato na tabela periódica. Entretanto, quando os dados são analisados cui- dadosamente, encontram-se numerosas regularidades: • as abundâncias mostram uma dimi- nuição exponencial rápida para os ele- mentos de números atômicos mais bai- xos (abaixo de 30), seguida por um va- lor quase constante para os elementos mais pesados; • os elementos de número atômico par são mais abundantes do que os de nú- mero atômico ímpar (regra de Oddo- Harkins); • as abundâncias dos elementos de núme- ro atômico mais alto do que o do níquel variam menos do que os de número a- tômico mais baixo. • somente os dez elementos seguintes H, He, C, N, O, Ne, Mg, Si, S e Fe, todos com número atômico menor que 27, mostram abundâncias consideráveis, sendo que H e He superam de muito os demais. Nucleossíntese As estrelas originam-se de nuvens de gás e poeira interstelares. No interior das galáxias estas nuvens condensam-se con- tinuamente formando as estrelas, que após a queima do combustível nuclear dispersam os novos elementos produzi- dos. Parte desse material pode ser incor- porado por outras estrelas em processo de formação. O processo de produção AGG-309 Evolução e Dinâmica Interna da Terra Profa. Leila Marques 3 dos elementos químicos nas estrêlas é denominado de nucleossíntese. Durante o big bang foram geradas partículas sub-atômicas, como nêutrons (1n), prótons (1H) e elétrons (e-), as quais deram origem a átomos de hidrogênio e, em quantidade menor, a átomos de hélio. Evolução das estrelas Segundo a teoria do big bang, na fa- se pré-estelar só existiam os elementos mais leves: hidrogênio e hélio. Os de- mais elementos foram produzidos poste- riormente durante o processo de evolu- ção das estrelas, o qual é constituído de várias etapas: • um glóbulo ou nuvem inicial composta por poeira e gases interestelares começa a sofrer contração devido a sua própria atração gravitacional; • a nebulosa começa a contrair-se e ini- cia-se o movimento de rotação pro- vocando achatamento. A maioria do material movimenta-se em direção ao centro, liberando energia térmica. Deste modo a proto-estrela começa a sofrer auto-aquecimento e irradia na faixa do infra-vermelho; • a velocidade de contração é rápida no início, mas vai sendo diminuída pela pressão interna à medida que a tem- peratura aumenta; • quando o núcleo atinge 107 K as coli- sões entre os prótons (núcleos dos áto- mos de hidrogênio) são suficientemente violentas para vencerem a repulsão elé- trica e sofrem fusão, transformando H em He. Se o glóbulo inicial possuir me- nos do que 0,01 da massa solar não a- tinge esta fase, e o corpo se resfria; • quandoparte das reservas de hidrogê- nio se queimam, o caroço central entra em contração, pois neste caso a atração gravitacional é maior do que a repulsão devida ao aumento de temperatura pro- duzido pelas reações nucleares. Neste ponto ocorre um brusco aumento da temperatura e as camadas externas so- frem expansão, atingindo a fase de gi- gante vermelha; • a contração rápida do caroço central aumentará a temperatura a ponto de se iniciar um novo ciclo de reações: a fu- são de hélio em carbono. Quando o He se esgotar uma nova contração produzi- rá a temperatura suficiente para o ciclo de fusão do carbono; • se a massa do caroço for de até 1,4 ve- zes a massa do Sol a atração gravi- tacional não é suficiente para que o corpo atinja temperaturas de 6 x 108 K, necessárias para fundir o carbono. O processo de colapso estanca devido à repulsão elétrica e a estrela torna-se uma anã branca com uma densidade muito alta (2 x 104 g/cm3). O corpo co- meça a resfriar e acaba por não emitir mais luz; • a gravidade de uma estrela de 10 vezes a massa solar produz temperaturas cen- trais suficientes para provocar reações nucleares com a produção de núcleos atômicos mais pesados, como carbono, oxigênio, nitrogênio, neônio e magné- sio, as quais envolvem também partícu- las alfa. Em um certo estágio a estrutura da estrela contém em sua parte central núcleos de ferro sendo circundada por elementos químicos mais leves, produ- zidos anteriormente. Cada estágio su- cessivo de queima libera menor menos energia do que anterior, sendo que a fu- são do ferro absorve energia ao invés de liberá-la. Neste momento, as reações nucleares estancam e as camadas de gás que envolvem o caroço metálico colap- sam sobre ele (a estrela implode em frações de segundo). A temperatura AGG-309 Evolução e Dinâmica Interna da Terra Profa. Leila Marques 4 aumenta muito (1012 K) devido à con- tração e dá-se o início de uma série de reações nucleares em cadeia e a estrela explode em poucos minutos na forma de uma supernova. Nesta explosão, nêutrons chocam-se com os nuclídeos presentes, formando progressivamente elementos mais pesados (com números atômicos superiores aos do Fe) em uma reação em cadeia, pois vários radionu- clídeos formados neste processo sofrem fissão, com a emissão nêutrons que se serão capturados por outros nuclídeos. • nesse processo as massas gasosas car- regadas de elementos químicos leves e pesados são atiradas ao espaço em grandes velocidades. Se após a ex- plosão, o caroço central restante possuir massa 1,4 vezes a massa do Sol se transformará em uma anã branca e de- pois anã negra. Se o caroço central pos- suir massa de até 2,4 - 3,2 vezes a mas- sa do Sol a contração é tal que os pró- tons e eletrons sofrem fusão formando uma estrela de nêutrons (pulsar), que não apresenta luminosidade e possui densidades da ordem 1,5 x 105g/cm3. Nestas estrelas a força de atração gravi- tacional é compensada pela repulsão entre neutrons gerada por repulsão de spins. Quando a massa for superior a 2,4 - 3,2 vezes a massa do Sol não exis- te nenhum tipo de força capaz de conter sua auto-gravidade e ocorre uma implo- são. A gravidade superficial torna-se in- finita e a luz emitida pela estrela não consegue escapar, constituindo assim um buraco negro. Em suma, os elementos constituintes do Universo foram formados em parte durante a nucleogênese, nos tempos que sucederam ao big bang (basicamente H e He), sendo os demais sintetizados no in- terior das estrelas em processos denomi- nados nucleossíntese. Aqueles com nú- mero atômico intermediário entre o He e o Fe formaram-se durante a evolução das estrelas, enquanto aqueles com número atômico superior ao do Fe, originaram-se durante a explosão de supernovas. Evolução do Sol O Sol, como outras estrelas, origi- nou-se de uma enorme nuvem de gás e poeira interestelares, contendo massa um pouco superior à atual massa do Sol. • a nuvem inicial com diâmetro de apro- ximadamente um ano-luz (3 vezes mai- or que a órbita de Plutão) colapsou ra- pidamente (poucas décadas) formando uma proto-estrela com um diâmetro a- proximado da órbita de Mercúrio e ir- radiando na faixa do infra-vermelho; • subseqüentemente, a contração do Sol até atingir seu tamanho atual ocorreu mais vagarosamente. Provavelmente decorreram entre 10 e 50 Ma para o nú- cleo atingir temperaturas da ordem de 107K necessárias para iniciar a fusão de hidrogênio, estabilizando o Sol como uma estrela comum; • cerca de 17 Ma depois de atingir a tem- peratura crítica o volume de reações foi suficiente para gerar uma pressão inter- na capaz de contrabalançar a força de atração gravitacional, ocorrendo uma situação de equilíbrio (situação atual); • após a queima de 10% das reservas de hidrogênio, o que ocorrerá daqui a 5 Ba, o caroço formado por hélio entrará em contração por falta de energia e ha- verá uma rápida liberação de calor. As camadas mais externas se expandirão (atingindo a órbita de Vênus) e se res- friarão (fase de gigante vermelha). Du- rante esta fase a luminosidade do Sol será mil vezes superior a de hoje. Como o Sol se formou há 5 Ba, metade do seu suprimento de hidrogênio já foi gasto; AGG-309 Evolução e Dinâmica Interna da Terra Profa. Leila Marques 5 • a contração rápida no caroço do Sol aumentará a temperatura central a ponto de iniciar um novo ciclo de reações: a fusão do hélio em carbono. Após 1 ba o ciclo do hélio estará totalmente esgota- do e inicia-se uma nova contração e a- quecimento; • uma série de instabilidades terminarão por ejetar para o espaço uma camada fina da atmosfera solar, formando uma nebulosa planetária. Antes de atingir a temperatura de 6 x 108 K, necessária pa- ra fundir o carbono o processo de co- lapso estanca. Nesse estágio o Sol se tornará uma anã branca com dimensões semelhantes às da Terra e se resfriará lentamente depois desta fase, não emi- tindo mais luz e tornando-se uma anã negra. Bibliografia Adicional PRESS, F. & SIEVER, R. (1997). Understanding Earth. SKINNER, B.J. & PORTER, S.C. (1995). The Dynamic Earth: an in- troduction to physical geology. AGG-309 Evolução e Dinâmica Interna da Terra Profa. Leila Marques 6 Espectrografia Através da espectrografia é possível saber a composição química de uma estrela, pois os gases relativamente frios que as envolvem absorvem certos comprimen- tos de onda (para a mudança de nível dos elétrons da eletrosfera), resultando em linhas escuras no espectro. Efeito Doppler e Expansão do Universo Devido ao efeito Doppler há uma diminuição da frequência quando o corpo que a emite afasta-se do observador. O deslocamento para o vermelho indica que as galáxias e outros corpos do universo estão se afastando uns dos outros (Ex- pansão Universal). AGG-309 Evolução e Dinâmica Interna da Terra Profa. Leila Marques 7 Estágios de evolução do Universo: logo após o Big Bang havia apenas os ele- mentos hidrogênio e hélio, sendo que os demais foram produzidos subsequente- mente (do hélio ao ferro no processo de evolução das estrelas e elmentos mais pesados do que o Fe em explosões de supernovas. A observação de que há um incremento 16 km/s na velocidade dos objetos para cada milhão de anos-luz de distância permitiu determinar a idade máxima do u- niverso, pois nessa taxa, corpos que estão a 18 bilhões de anos-luz de distância (não observados) estão se afastando na velocidade da luz. AGG-309 Evolução e Dinâmica Interna da Terra Profa. Leila Marques 8 Amostra de pechblenda ou uraninita, o mineral cuja fórmula é UO2.Padrão de abundâncias dos elementos químicos, no universo, em função do nú- mero atômico (as abundâncias correspondem ao número de átomos em relação aos de silício, cujo valor de referência é 1 x 10 6 átomos). AGG-309 Evolução e Dinâmica Interna da Terra Profa. Leila Marques 9 Padrão de abundâncias dos elementos químicos no universo em função do núme- ro atômico, onde se observa forte decréscimo para elementos com maior número atômico. Na figura do lado direito nota-se a variação das abundâncias relativas para elementos com número atômico inferior a 30. Reações termonucleares que ocorrem no interior das estrelas AGG-309 Evolução e Dinâmica Interna da Terra Profa. Leila Marques 10 Fusão Nuclear e Estrutura Interna das Estrelas AGG-309 Evolução e Dinâmica Interna da Terra Profa. Leila Marques 11 Produção de Elementos Pesados: Captura de Nêutrons Processos de Captura: S (lento) e R (rápido) AGG-309 Evolução e Dinâmica Interna da Terra Profa. Leila Marques 12 REAÇÕES TERMONUCLEARES . 1H +1H → 2H + e+ + νννν (1 proton converte-se em um neutron) . 2H + 1H → 3He + γγγγ . 3He + 3He → 4He + 2H . 3He + αααα → 7Be + γγγγ . 7Be + e- → 7Li + νννν ou . 7Be + p → 8B + γγγγ . 7Li + p → 8Be + γγγγ . 8B → 8Be + e+ + νννν . 8Be → 2 4He ou . 8Be + αααα → 12C∗∗∗∗ + γγγγ . 12C + αααα → 16O∗∗∗∗∗∗∗∗ + γγγγ . 16O + αααα → 20Ne + γγγγ . 20Ne + αααα → 24Mg + γγγγ ∗ 12C + 12C → 23Na + p ou 12C + 12C → 20Ne + αααα ∗∗∗∗∗∗∗∗ 16O + 16O → 31S + n ou 16O +16O →31P + p ou 16O + 16O → 28Si + αααα . 28Si + 28Si → 56Fe
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