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Química - Ensino Médio
Curso: Química - Ensino Médio > Unidade 1
Lição 1: A origem dos elementos químicosCiclo de vida de estrelas de grande massa
Ciclo de vida de estrelas de grande massa. Versão original criada por Sal Khan.
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- Aos, o narrador menciona que as estralas massivas continuam fundindo elementos cada vez mais pesados , e ai está minha pergunta porque elas param no ferro ? Porque elas não continuam fundindo ? 4:54(5 votos)
- Guilherme, mesmo estrelas supermassivas não conseguem fazer fusão do ferro porque esse processo precisa muita energia (muita energia mesmo). A fusão do hidrogênio requer energia, mas no final libera mais energia do que precisou pra começar (processo exotérmico), e essa energia a mais vai ajudar outros átomos de hidrogênio a fundirem. Ao contrário, a fusão de ferro e elementos acima do ferro, como já disse, não liberam energia, mas consomem. Por isso que não podemos ter fusão de ferro no núcleo de estrelas, independente de quão massivas elas forem. Só um evento como a Supernova, no qual uma energia inimaginável é liberada de uma vez só, pode possibilitar a fusão do ferro e a formação de elementos mais pesados, como Cobre, Prata, Estanho, Iodo, Ouro etc, até o Urano. Elementos acima do Urano são obtidos artificialmente.(11 votos)
- Nos 5min e 30s de video ,ele fala que para no ferro ai esta minha duvida , o centro da terra também é de ferro não?. Pois sera então que a terra já foi uma gigante vermelha que se tornou una anã branca e depois virou uma anã negra que por algum motivo que, nós da espécie homo sapiens não sabemos, virou habitável ?(1 voto)
Transcrição de vídeo
RKA4JL - E aí, pessoal,
tudo bem? Nós já falamos a respeito
do ciclo de estrelas que possuem, aproximadamente,
a mesma massa do Sol. E nesse vídeo,
eu vou falar mais sobre as estrelas massivas,
ou seja, que possuem bastante massa. Então,
estrelas massivas. E quando eu estou falando
de estrelas massivas, eu estou me referindo
a estrelas com massa maior que nove vezes
a massa do Sol. A ideia é, basicamente,
a mesma, ou seja,
nós começamos com uma grande nuvem
de hidrogênio e ela deve ser maior
que as que se condensam para formar as estrelas
como o Sol. Então, nessa nuvem aqui
eventualmente a gravidade irá puxar tudo e o núcleo dela
começa a ficar quente e denso o suficiente
para o hidrogênio inflamar. Então o hidrogênio começa
a se fundir e aqui nós temos
hidrogênio se fundindo. Então, agora, aqui,
deixe-me colocar isso melhor, nós temos a fusão de hidrogênio
no centro. Fusão de hidrogênio. Então a fusão está iniciada e ao redor nós temos
outros materiais da nuvem, ou seja, o resto do hidrogênio
está tão aquecido que é como um plasma. É como se fosse um tipo de
sopa de elétrons e núcleos. Não há átomos formados
perto do centro. E nós vimos que esta fusão de hidrogênio
acontece a cerca de 10 milhões de Kelvin. Eu quero deixar claro que, quando nós estávamos falando
de estrelas massivas, neste mesmo estágio, nós estávamos falando
de muita pressão gravitacional. Então aqui há muita,
muita pressão gravitacional mesmo nesse estágio
de formação. Isso porque
ela é mais massiva, irá queimar mais rápido. Isso aqui é mais rápido e quente
do que algo com a massa do nosso Sol. Deixe-me colocar aqui
"mais rápido e mais quente" que eu acho que fica melhor
de se ver. E nessa fase tudo acontece
em um período menor que uma estrela
com a massa do Sol. Nosso Sol vive cerca de 10
ou 11 bilhões de anos e aqui nós estamos falando de algo
em torno de 10 milhões de anos, ou seja, um período de vida
mil vezes mais curto. Mas de qualquer forma,
vamos pensar no que acontece. Então aqui tudo vai acontecer
mais rápido porque temos mais pressão,
mais gravidade, mais temperatura. Mas isso vai acontecer,
basicamente, igual às estrelas
com a massa do Sol, ou seja, eventualmente o hidrogênio irá
se fundir em um núcleo de hélio e isso será envolvido
por uma casca de hidrogênio, que é hidrogênio fundido. Ao redor nós teremos
o resto da estrela, deixe-me colocar isso
para ficar bem claro. Então esse aqui
é o núcleo de hélio e cada vez mais e mais hélio
será formado à medida que o hidrogênio da casca
se funde. Isso, em uma estrela
com a massa do nosso Sol, é o que nós chamamos
de gigante vermelha. Isso porque o seu núcleo começa a ficar cada vez
mais denso e mais hélio é produzido. E conforme isso
vai ficando mais denso, há mais pressão gravitacional sendo exercida
sobre a casca de hidrogênio onde ainda está acontecendo
a fusão. Isso acaba
liberando mais energia e empurra para fora
o raio da estrela. E conforme
nós avançamos no processo, você vai perceber
que a estrela fica mais massiva e então nós temos mais
elementos pesados sendo formados no núcleo. Esses elementos pesados,
assim como a estrela, ficam mais densos e, eventualmente,
ajudarão a inflamar o núcleo. Isso porque o núcleo
está mais denso e o material é empurrado
para fora com mais energia. Embora a estrela
seja mais massiva, ela não será empurrada
como uma gigante vermelha, ou seja, uma gigante vermelha como um tipo de Sol,
como estrela. Mas vamos pensar
em como o processo vai continuar. Eventualmente,
o hélio vai ficar mais denso, vai se inflamar
e se fundir em carbono. E nós teremos a formação
de um núcleo de carbono. Então aqui
nós temos o carbono. Esse aqui é um tipo
de núcleo de carbono. Ao redor dele temos
um núcleo de hélio, então esse é
o núcleo de hélio, e próximo ao centro, nós temos
uma casca de hélio se fundindo. E esse hélio está se transformando
em carbono, tornando o núcleo de carbono
mais quente e denso. Ao redor disso
nós temos a fusão de hidrogênio e ao redor dela
temos o resto da estrela. Esse processo vai continuar
e, eventualmente, o carbono vai se transformar
em elementos mais pesados, ou seja, mais elementos pesados
serão formados no núcleo. Aqui nós temos duas imagens
que eu retirei do Wikipedia e, nesta imagem aqui, as cascas de elementos
mais pesados continuam a se formar
até nós chegarmos no ferro, ou seja, até eventualmente
o ferro se formar. Quer dizer, nós estamos falando
de um ferro que possui massa atômica de 56. Se você observar
na tabela, 26 é o número atômico, ou seja,
é a quantidade de prótons, e 56 é a quantidade de prótons
e nêutrons, embora não seja exata. Mas o que acontece
é que nesse ponto não há mais energia
para a fusão do ferro, quer dizer, para fundir o ferro
em elementos mais pesados é necessário ter mais energia. Isso é, na verdade,
um processo endotérmico. Então a fusão do ferro não ajudará
na sustentação do núcleo. Para deixar bem claro, é assim que os elementos
mais pesados são formados: começamos com hidrogênio,
ele se funde em hélio e o hélio se transforma
em todas essas coisas. Eu não vou
detalhar muito, mas funde-se em elementos
mais pesados como o neon, o oxigênio, o silício,
entre outras combinações. Esses aqui não são
os únicos elementos formados, mas são os principais. Ao longo do caminho
você terá outras coisas como o lítio,
o berílio, o boro, entre outras coisas. É assim que você forma elementos
a partir do ferro 56 e é assim que você forma,
também, o níquel 56, ou seja, haverá também
uma parte de níquel 56 que possui a mesma massa
do ferro 56. Só que o níquel tem
dois nêutrons a menos e dois prótons a mais,
ou seja, o níquel 56 também pode formar
um núcleo de níquel e de ferro, mas isso é o quão longe a estrela pode
chegar independentemente da massa, quer dizer,
através da fusão e de mecanismos
de ignições tradicionais. Eu vou parar por aqui porque eu quero que você pense
sobre o que acontece em seguida, ou seja, agora nossa estrela
não pode mais se fundir. Na verdade, o que vamos ter
é uma supernova. Mas é isso aí, pessoal.
Até a próxima aula!