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estrelas slide, Slides de Química

slide de reações nucleares nas estrelas

Tipologia: Slides

2011

Compartilhado em 28/10/2011

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suelma-carla-3 🇧🇷

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UNIVERSIDADE ESTADUAL DO MARANHÃO
CENTRO DE ESTUDOS SUPERIORES
DEPARTAMENTO DE QUÍMICA E BIOLOGIA
DISCIPLINA: PROCESSOS N. E CORROSÃO
PROFESSOR: ISRAEL LAGES GONÇALVES
REAÇÕES NUCLEARES NAS ESTRELAS
Suelma Carla do Vale Brito
CAXIAS/MA
SETEMBRO 2011
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UNIVERSIDADE ESTADUAL DO MARANHÃO CENTRO DE ESTUDOS SUPERIORES DEPARTAMENTO DE QUÍMICA E BIOLOGIA DISCIPLINA: PROCESSOS N. E CORROSÃO PROFESSOR: ISRAEL LAGES GONÇALVES REAÇÕES NUCLEARES NAS ESTRELAS Suelma Carla do Vale Brito CAXIAS/MA SETEMBRO 2011

  • As estrelas são enormes bolas de gás muito quente e de radiação eletromagnética, que irradiam energia no espaço interestelar. São também enormes bolas de gás muito quente.
  • Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material composta principalmente de hélio e traços de elementos mais pesados.
  • O presente trabalho teve por objetivo estudar as reações nucleares nas estrelas. Onde foi estudado o que é uma estrela, como nasce e também as reações nucleares. Pois as estrelas podem revelar grandes evidencias sobre a origem do mundo.

Uma estrela é uma grande e luminosa esfera de plasma, mantida íntegra pela gravidade. Ao fim de sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de matéria degenerada.

CLASSIFICAÇÃO ESTELAR

  • (^) As estrelas diferem na sua massa, composição e brilho absoluto (não o brilho aparente, que varia com a sua distância ao ponto de observação).
  • (^) Ao longo da vida de uma estrela, a sua massa e composição se alteram gradativamente devido aos processos de fusão nuclear.
  • (^) O próton é o núcleo mais abundante no universo e principal constituinte das estrelas.
  • (^) A formação das estrelas se dá pelo colapso gravitacional de enormes núvens de átomos de hidrogênio gasoso e outras matérias.
  • (^) A primeira etapa: 1

H +

1

H 

2

H +

0 β 1 1 1 +

  • (^) Segunda etapa: 2

H +

1

H 

3

He + γ

1 1 2 Os dois núcleos de 32 He podem produzir 42 He por meio do processo 3

He +

3

He 

4

He + 2

1

H

2 2 2 1

  • (^) Estrelas mais velhas e maiores, quantidades consideráveis de núcleo de hélio se acumulam, e nas regiões mais densas e quentes do interior. A reação: 3 4 He  12 C +

2 6

12 6 C^ +^ 1 1 H^ ^ 13 7 N + γ 13 7 N^ ^ 13 6 C^ +^ + oβ 13 6 C^ +^ 1 1 H^ ^ 14 7 N +^ γ 14 7 N^ +^ 1 1 H^ ^ 15 8 O + γ 15 8 O^ ^ 15 7 N^ +^ + oβ 15 7 N +^ 1 1 H^ ^ 12 6 C +^ 4 2 He 411 H  42 He + (^2) +1oβ

  • (^) Assim os elementos mais pesados formados em estrelas de massa elevada, podem aparecer em estrelas pequenas, onde as temperaturas e densidades são suficientes para sua síntese a partir do hidrogênio.

REFERÊNCIAS

  • (^) Mahan. Myers. Química um Curso Universitário. 4° reimpressão: Edgard Blücher LTDA, 2000
  • (^) http://www.ensinodeastronomia.com.br/ textos_estrelas.htm, acessado em 25/10/
  • (^) http://www.seara.ufc.br/especiais/fisica/estrelas/ estrela1.ht, acessado em 24/10/
  • (^) http://www.ebah.com.br/content/ABAAABSvAAK/ reacoes-nucleares-nas-estrelas, acessado em 24/10/