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: 98Mo + 1n  99Mo + g 99Mo  99Tc + e- + n O elemento produzido (Tc) pode absorver outro nêutron e continuar o processo.