Estrutura Atômica
Aula 1
Edwin Hubble
Efeito Doppler
• Com temperaturas iniciais estimadas em 109 K,
as partículas fundamentais geradas após o Big
Bang possuíam muita energia cinética para
aproximarem-se nas formas que conhecemos.
Entretanto, à medida que a expansão
prosseguia, o universo esfriava e as partículas
passavam a se mover mais devagar. Com isso,
elas começaram a se unir sob a influência de
algumas forças. Em particular, a interação forte,
uma interação de curto alcance poderosa entre
prótons e nêutrons que passou a unir essas
partículas nos núcleos. À medida que a
temperatura caia mais, a força eletromagnética
passou a unir elétrons e núcleos para formar
átomos.
• Os cerca de 110 elementos formados pelas partículas subatômicas
diferem uns dos outros pelo número atômico (Z), ou seja, o número
de prótons no núcleo de um átomo do elemento.
• Vários elementos possuem isótopos, ou seja, átomos com o mesmo
número atômico mas massas atômicas diferentes. Esses isótopos
são diferenciados pelo número de massa (A), que é a soma do
número de prótons e nêutrons em um núcleo.
• O hidrogênio, por exemplo, possui três isótopos. Em todos os
casos, Z=1, o que indica que o núcleo contém apenas um próton. O
isótopo mais abundante possui A=1, é representado como 1H:
apenas um próton solitário no núcleo. Com baixíssima abundância,
existe o deutério, com A=2, indicando que além do próton, o núcleo
contém um nêutron. A denominação formal do deutério é 2H, mas é
comum encontrar-se o símbolo D. O terceiro isótopo é radioativo e
dura pouco tempo e chama-se trítio ou trício. O símbolo são 3H ou T
e o núcleo contém dois nêutrons além do próton.
• De acordo com a visão atual da ciência
cosmológica, cerca de duas horas após o início
do universo, a temperatura já havia caído tanto
que a maioria da matéria havia sido
transformada em átomos de hidrogênio (89%) e
hélio (11%). De certa forma, pouco ocorreu
depois disso. Até hoje, esses são os elementos
mais abundantes do universo. Entretanto, várias
reações nucleares criaram uma diversidade de
outros elementos que vieram enriquecer
grandemente a variedade da matéria no
universo.
As
primeiras
estrelas
resultaram da atração
gravitacional
da
condensação de nuvens
de átomos de hidrogênio e
hélio.
A
compressão
dessas
nuvens
sob
influência da gravidade
deu
origem
a
altas
temperaturas e densidades
nos seus interiores, e
reações
de
fusão
começaram a ocorrer à
medida que os núcleos se
combinavam.
• Há uma liberação de energia toda vez que
núcleos leves se fundem para gerar
elementos com maior número atômico.
Por exemplo, a reação nuclear de uma
partícula alfa (um núcleo de hélio
consistindo de dois prótons e dois
nêutrons) com um núcleo de carbono-12
gera um núcleo de oxigênio-16 e um fóton
de raio-X.
• Os elementos até o número atômico 26
(Fe) são formados dentro das estrelas.
Tais elementos são os produtos das
reações de fusão nuclear. As reações
envolvem núcleos de H e He e um ciclo
complexo catalisado pelos núcleos de
carbono.
• Quando a fusão do hidrogênio termina e o
núcleo da estrela colapsa levando a densidade
até 108 kg/m3 (100.000 vezes a densidade da
água) numa temperatura de 100 milhões de
kelvin, a fusão do hélio se torna viável. A baixa
abundância do berílio no nosso universo pode
ser explicada pelo fato de que o berílio formado
por partículas alfa continua reagindo com outras
partículas alfa e gera o núcleo de carbono, que
é mais estável
O estágio da fusão do hélio não resulta na formação de berílio como produto
estável. Por razões similares, as concentrações de lítio e boro também são
baixas.
• A abundância relativamente alta de ferro e
níquel no universo pode ser explicada
pela energia de ligação, que representa a
diferença de energia entre as partículas
elementares individuais e o núcleo. Ela
pode ser representada pela diferença de
massa entre os prótons e nêutrons e o
núcleo que eles formam. Verifica-se que
no caso do ferro e níquel, esses
elementos são os que possuem maior
energia de ligação.
• Como os núcleos próximos ao ferro são os mais
estáveis, a produção de elementos mais
pesados exige um consumo de energia. Tais
processos incluem a captura de nêutrons livres,
que não estavam presentes nos estágios iniciais
de evolução estelar, mas são produzidos em
reações tais como:
•
23Ne
+ 4a  26Mg + 1n
• Sob intenso fluxo de nêutrons, como nas
supernovas (explosões de estrelas com massa
10 vezes maiores do que o Sol), um dado
núcleo pode capturar uma série de nêutrons e ir
se tornando progressivamente mais massivo.
Entretanto, chega-se a um ponto em que o
núcleo ejeta um elétron do seu interior na forma
de partícula beta (um elétron de alta
velocidade). Como o decaimento beta não altera
a massa nuclear mas aumenta o número
atômico em uma unidade, um novo elemento é
formado
• Formação de elementos pesados em
supernovas:
•
•
+ 1n  99Mo + g
99Mo  99Tc + e- + n
98Mo
• O elemento produzido (Tc) pode absorver
outro nêutron e continuar o processo.