abundancia dos elementos quimicos

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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 
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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 
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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 
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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; 
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• 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. 
 
 
 
 
 
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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). 
 
 
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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. 
 
 
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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). 
 
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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 
 
 
 
 
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Fusão Nuclear e Estrutura Interna das Estrelas 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
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Produção de Elementos Pesados: Captura de Nêutrons 
Processos de Captura: S (lento) e R (rápido) 
 
 
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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