Alqumia cosmica - aula 4

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A origem dos 
elementos químicos 
da tabela periódica
Prof. Alan Alves Brito
01
Conteúdo Programático
Berçários estelares
 Reações nucleares e evolução estelar. 
A composição química do Universo
Classificação das estrelas
 Estágios finais das estrelas. 
Apresentação de dois vídeos sobre a origem dos 
elementos químicos e da água no Universo
Nascimento, vida e morte das estrelas 
02
Sol 
03
O que é uma estrela?
04
Nuvens Moleculares
Manchas brancas 
na nuvem escura: 
regiões de 
formação estelar 
recente
A nuvem 
é escura 
onde a luz é 
bloqueada 
pelos grãos 
de poeira
05 O que é uma estrela?
Uma nuvem de gás, feita principalmente de H e He
O núcleo é tão quente e denso que fusão nuclear pode 
ocorrer (de onde vem a energia que faz com que a estrela 
brilhe)
A fusão converte elementos leves em elementos 
mais pesados (isso é o que produz os elementos mais 
importantes do corpo humano)
06
Diferentes Estrelas
Luminosidade:
Brilho da estrela; a 
quantidade de energia 
produzida no centro da 
estrela
Cor:
Temperatura 
superficial da 
estrela
07
Unidades de Luminosidade
Quão brilhante é uma lâmpada? 
Por comparação, o que emana do Sol
Nós medimos a luminosidade de outras 
estrelas tendo o Sol como referência
10-20 watts (W)
380.000.000.000.000.000.000.000.000 W 
ou 3,8 x 1026 W
Medimos a luminosidade de um objeto do dia a 
dia em Watts.
08
Medindo a Temperatura
Betelgeuse 
é uma 
supergigante 
vermelha, com 
T = 3000 K
Rigel é uma 
supergigante 
azul, com 
T = 12000 K
09
O que é uma estrela?
É um corpo gasoso no interior 
do qual ocorrem reações de 
fusão nuclear formando
elementos mais pesados.
Plasma confinado 
gravitacionalmente que 
emite radiação devido a reações 
termonucleares no seu interior.
10
O Sol
Estrela normal, típica. Pode ser estudada em detalhes.
A atmosfera solar é o que vemos. 
A cor amarela: temperatura
Composição: H (75%), He (23%), e os metais (2%)
11
Estrutura Interna do Sol
A energia em forma de luz (fótons) é produzida no núcleo.
A energia é transportada para a superfície atravessando 
as camadas radiativa e convectiva, para finalmente 
escapar através da atmosfera solar.
Atmosfera
Zona Convectiva
Zona radiativa
Núcleo
12
Aglomerados Estelares
Aglomerados Abertos
Estrelas jovens
Aglomerados Globulares
Estrelas velhas
13
Reações Nucleares
fissão fusão
14
Reações Nucleares
41H 14He
+ Energia
P P
PP
ee
ee
P
P
N
N
e
e
Número de partículas é o mesmo
Massa de H > massa de He
15 Cadeia P-P +
+
+
+
+
+ ++ +
+
1H 1H
3He
3He
+
+
-
1H
2H
e-
γ
γ
ν
e+
1H
+
+
+
-
1H
3He
γ2H
Passo 1:
• Dois prótons (1H) colidem
• 1 próton se transforma 
em um nêutron (azul), num 
neutrino e em um pósitron
• Próton e nêutron formam 
um isótopo (2H)
•O pósitron encontra 
o elétron, aniquilando 
ambas as partículas e os 
convertendo em fótons de 
raios gama. 
Passo 2:
• O núcleo 2H do 
passo 1 colide com o 
3o próton
• Um isótopo de He 
(3He) é formado e 
outro fóton gama é 
lançado
Passo 3:
• Dois núcleos 3He 
colidem
• 4He é formado e dois 
prótons são liberados
16
Des(equilíbrio)
PT = Pressão Térmica 
PG = Pressão Gravitacional
PT < PG 
Contração
PT = PG 
Equilíbrio
PT > PG 
Expansão
17
Diagrama HR
R: Linhas diagonais no diagrama H-R.
18
Aglomerados Estelares
Aglomerados Globulares
estrelas velhas
19
Imagem do aglomerado 
globular Omega Centauri, 
tomada no WFC3/UVIS do 
Hubble Space Telescope 
(HST)
Um “zoom” na região 
central do aglomerado.
Imagem feita após 
combinar imagens 
separadas no vermelho, 
verde, e azul.
As cores são extremas 
porque as estrelas 
vermelhas não emitem 
quase nada no azul, 
enquanto as estrelas azuis 
não emitem quase nada 
no vermelho.
20
Imagem vermelha no filtro 
F814W (vê-se apenas luz 
vermelha) 
A imagem verde é do filtro 
F336W (vê-se apenas luz 
azul)
A imagem azul é do filtro 
F225W (vê-se apenas luz 
ultravioleta)
21
Os astrônomos gostam 
de separar as estrelas 
por cores, colocando as 
estrelas azuis no lado 
esquerdo e as estrelas 
vermelhas no lado direito
Os astrônomos 
gostam de estudar 
quantitativamente as 
cores das estrelas
Há poucas estrelas 
extremas; muitas são 
brancas, o que significa 
que têm um espectro 
balançado
22
Astrônomos também 
gostam de caracterizar 
as estrelas em termos do 
brilho.
Os astrônomos gostam de 
separar as estrelas pondo 
as brilhantes no topo e as 
fracas abaixo no diagrama 
cor-magnitude.
Quando os astrônomos 
graficaram as estrelas 
pela primeira vez dessa 
forma, eles notaram que 
as estrelas não ocupavam 
espaços aleatórios no 
diagrama
23 As estrelas tendem a ocupar sequências bem 
definidas no diagrama.
A posição das estrelas 
em diagramas como esse 
levou os astrônomos a 
desenvolver a teoria de 
evolução estelar
A vasta maioria ocupa a 
Sequência Principal (MS)
MS
24
As estrelas não se movem 
ao longo dessa sequência; 
elas continuam no mesmo 
lugar por um longo tempo 
convertendo H em He por 
fusão nuclear
As estrelas mais massivas 
consomem H mais rápido 
do que as estrelas menos 
massivas
A SP é uma sequência 
de massa. Estrelas mais 
brilhantes (topo) são mais 
massivas; estrelas mais 
fracas (abaixo) são menos 
massivas
MS
25 Quando o combustível começa a faltar no centro da estrela, elas reajustam 
sua estrutura interna 
e se movem à direita 
(vermelho) do diagrama: 
Ramo das Subgiantes 
(SGB).
As estrelas começam 
a queimar H em uma 
camada em torno do 
núcleo e se tornam 
grandes à medida que se 
movem ao longo do Ramo 
das Gigantes Vermelhas 
(RGB)
MS
RGB
MS
SGB
SGB
26 À medida que a queima por camadas se processa, 
mais e mais He se deposita 
no núcleo
Quando o núcleo atinge 
massa suficiente ele 
finalmente é capaz de 
iniciar a queima de He em C
A estrela reajusta a sua 
estrutura uma vez mais 
e se move para o Ramo 
Horizontal das Gigantes 
(HB)
MS
MS
HB
SGB
SGB
RGB
RGB
27
A queima do He não é 
tão potente como a do 
H, assim o He se queima 
muito mais rápido
Esta é a razão pela qual 
há poucas estrelas no HB 
comparado à MS. Estrelas 
não passam longos 
períodos de tempo no HB.
Quando o He é exaurido 
completamente, a 
estrela não tem mais 
combustível a ser 
queimado e evolui rápido 
para a região fria e escura 
do diagrama: a sequência 
das Anãs Brancas (WD) MS
MS
HB
WD
HB
SGB
SGB
RGB
RGB
28
Ciclo de vida das estrelas
29
Ciclo de vida das estrelas
 do nascimento até a morte (MASSA)
Baixa massa:
estrela (< 8 Msol )
Alta massa:
estrela ( > 8 Msol )
30
Ciclo de vida das estrelas 
de baixa massa
Baixa massa:
estrela (< 8 Msol )
1•Nuvem 
molecular
3•Gigante 
Vermelha
2•Sequência Principal
4•Nebulosa 
Planetária
5•Anã 
Branca
31
Tabela Periódica: Estrelas 
de Baixa Massa
H He
Li Be B C N O
32
Supernova Tipo Ia: 
sistema binário
 Ferro (bilhões de anos)
33
Ciclo de vida das estrelas 
de alta massa
Alta massa:
estrela (> 8 Msol )
1•Nuvem 
molecular
3•Super 
Gigante 
Vermelha
2•Sequência 
Principal
4•Supernova
5•Estrela 
de Nêutron
6•Buraco 
negro
34
Ciclo CNO: 
elementos da vida
35
Processo Triplo-Alfa
36
37
Evolução: estrela de 25Msol
Fonte Temperatura Central Tempo (anos)
H 4 x 107 K 7 Milhões
He 2 x 108 K 500.000
C 6 x 108 K 600
Ne 1,2 x 109 K 1
O 1,5 x 109 K 0,5
Si 2,7 x 109 K 1 dia
38
39
Tabela Periódica: Estrelas 
de Alta Massa
H He
Li Be B
AlNa
K
C
SiMg
Ca
N
P
Sc
F
Cl
V
O
S
Ti
Ne
Ar
Cr Mn Fe
40
Explosão de Supernova 
1987A
Grande Nuvem de Magalhães @ 150 mil anos-luz
41
Supernova Tipo II:
 Oxigênio (milhões de anos)
42
Remanescente de 
Supernova 
43
Formação de Nêutrons
44
Formação de Elementos 
Pesados
56Fe + n : 57Fe: 58Fe: 59Fe : decaimento beta : 59Co ou 60Ni 
45
Tabela Periódica: Estrelas 
de Alta Massa
H He
Li Be B
AlNa
K
C
SiMg
Ca
N
P
Sc
F
Cl
V
O
S
Ti
Ne
Ar
Cr Mn Fe
46
Tabela Periódica: HOJE
47
48
Formação do Sistema 
Solar
49
50
Ciclo de vida das estrelas
51
52
ReferênciasAndery, M. et al. Para compreender a ciência: uma 
perspectiva histórica. 16a edição. Rio de Janeiro: 
Garamond, 2012.
Bennett, J., Donahue, M., Schneider, N., & Voit, M. The 
Essential Cosmic Perspective. Sixth Edition.
Kepler, S.O., Oliveira Saraiva, M. F. Astronomia e 
Astrofísica, 2014 e a Versão eletrônica do livro
Angelo Stefanovits, Ser protagonista: Física 1o e 3o 
anos, 2a edição, São Paulo, Edições SM, 2013. 
Luiz Carlos de Menezes et al., Quanta Física, 2o ano, 2a 
edição, São Paulo, Pearson Education do Brasil, 2013. 
Brasil, Parâmetros Curriculares Nacionais: Ensinos 
Fundamental e Médio. 2002