Efeito Tcherenkov - Figure B

Efeito Tcherenkov
Efeito Tcherenkov
Quando uma partícula carregada eletricamente atravessa um
meio isolante a uma velocidade superior à da luz neste
meio, ela emite radiação eletromagnética que pode ser na
faixa visível. A esta radiação dá-se o nome de radiação de
Tcherenkov (ou efeito Tchrenkov). A luminosidade azul,
característica de reatores nucleares, deve-se à radiação de
Tcherenkov. O nome é em homenagem ao cientista
soviético Pavel Alekseyevich Cherenkov, vencedor do
Prêmio Nobel de Física de 1958, que primeiro caracterizou
rigorosamente o efeito.
Ocorre uma onda de choque semelhante à produzida por um
Radiação de Tcherenkov em um reator de pesquisas TRIGA
avião supersônico ao quebrar a barreira do som. Esta onda
de choque óptica leva a emissão de radiação eletromagnética. São isolantes os meios nos quais esta radiação pode
aparecer. Este tipo de efeito é usado para a detecção de partículas com altas energias.
Origem física
Embora, de acordo com a teoria da relatividade restrita, a velocidade da luz no vácuo não possa ser ultrapassada, a
velocidade da luz em um meio material pode ser bem menor que aquela do vácuo. Assim em um meio material é
possível uma partícula eletricamente carregada (como um elétron ou um próton) se deslocar com velocidade superior
à da luz naquele meio (V > c/n).
Características
Intuitivamente, a intensidade total da radiação de Cherenkov é proporcional a velocidade da carga excitada e o
número de tais partículas. Ao contrário da fluorescência ou emissão espectral que possuem picos espectrais
característicos, a radiação Tcherenkov é contínua. A intensidade relativa de uma freqüência é proporcional a
freqüência. Isto é, altas freqüências são mais intensas na radiação Tcherenkov. Por isso a parte visível da radiação de
Tcherenkov é observada como um azul brilhante. Na verdade, a maioria da radiação Tcherenkov está no espectro
ultravioleta - isto é, apenas com partículas carregadas suficientemente aceleradas que a radiação se torna visível; o
pico de sensibilidade dos olhos humanos dá-se no verde, e é muito baixa a porção violeta do espectro.
O efeito Tcherenkov é de grande utilidade nos detectores de partículas onde a radiação citada é utilizada como
traçador. Particularmente, nos detectores de neutrinos de água pesada como o Super-Kamiokande.
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Fontes e Editores da Página
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Efeito Tcherenkov Fonte: http://pt.wikipedia.org/w/index.php?oldid=19117606 Contribuidores: FSogumo, Giro720, Leslie, Mschlindwein, Prof.Maque, Rei-artur, Rnbastos, 2 edições
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2
Emissão alfa
Emissão alfa
A emissão alfa , desintegração alfa ou decaimento alfa é uma forma de decaimento radioativo que ocorre quando
um núcleo atômico instável emite uma partícula alfa transformando-se em outro núcleo atômico com número
atômico duas unidades menor e número de massa 4 unidades menor.
Por exemplo:
que também pode ser escrito assim:
A partícula alfa é um núcleo de um átomo de hélio. Portanto, a partícula alfa ou “raio alfa’’ é um íon de carga 2+ com
dois nêutrons e dois prótons, representado por 4He2+.
As partículas alfa apresentam grande poder de ionização devido a sua carga. No entanto, seu poder de penetração é
inferior ao da partícula beta, dos raios-X e dos raios gama.
Bibliografia
• Eisberg, Robert Resnick, Robert (1991), Física cuántica: Átomos, moléculas, sólidos, núcleos y partículas,
México D.F.: Limusa. 968-18-0419-8.
• Antonio Ferrer Soria, Física nuclear y de partículas, Universidad de Valencia.
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Emissão alfa Fonte: http://pt.wikipedia.org/w/index.php?oldid=19016520 Contribuidores: Gylix, Kleiner, Mschlindwein, NH, Quiumen, Ricosenna, 3 edições anónimas
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Energia nuclear
1
Energia nuclear
Energia nuclear é a energia liberada numa reação
nuclear, ou seja, em processos de transformação de
núcleos atômicos. Alguns isótopos de certos elementos
apresentam a capacidade de se transformar em outros
isótopos ou elementos através de reações nucleares,
emitindo energia durante esse processo. Baseia-se no
princípio da equivalência de energia e massa
(observado por Albert Einstein), segundo a qual
durante reações nucleares ocorre transformação de
massa em energia. Foi descoberta por Hahn, Straßmann
e Meitner com a observação de uma fissão nuclear
depois da irradiação de urânio com nêutrons.
Uma usina de energia nuclear. Vapor não-radioativo sai das torres de
A tecnologia nuclear tem a finalidade de aproveitar a
resfriamento.
energia nuclear, convertendo o calor emitido na reação
em energia elétrica. Isso pode acontecer controladamente em reator nuclear ou descontroladamente em bomba
atômica. Em outras aplicações aproveita-se da radiação ionizante emitida.
Tipos de reações nucleares
A reação nuclear é a modificação da composição do núcleo atômico de um elemento, podendo transformar-se em
outro ou outros elementos. Esse processo ocorre espontaneamente em alguns elementos. O caso mais interessante é a
possibilidade de provocar a reação mediante técnicas de bombardeamento de nêutrons ou outras particulas.
Existem duas formas de reações nucleares: a fissão nuclear, onde o núcleo atômico subdivide-se em duas ou mais
partículas; e a fusão nuclear, na qual ao menos dois núcleos atômicos se unem para formar um novo núcleo.
Exemplo
Apenas um exemplo das mais de 100 possíveis fissões de urânio-235: Urânio captura um nêutron, torna-se instável e
fraciona em bário e criptônio com emissão de dois nêutrons.
Com esta reação Hahn e Straßmann demonstraram a fissão em 1938 através da presença de bário na amostra, usando
espectroscopia de massa.
História
Ernest Rutherford, ao descobridor do núcleo atômico, já sabia que esses poderiam
ser modificados através de bombardeamento com partículas rápidas. Com a descoberta do nêutron ficou claro que
deveriam existir muitas possibilidades dessas modificações. Enrico Fermi suspeitava que o núcleo ficaria cada vez
maior acrescentando neutrons. Ida Noddack foi a primeira a suspeitar que "durante o bombardeamento de núcleos
pesados com nêutrons, esses poderiam quebrar em pedaços grandes, que são isótopos de elementos conhecidos, mas
não vizinhos dos originais na tabela periódica"
A fissão nuclear foi descoberta por Otto Hahn e Fritz Straßmann em Berlim-1938 e explicada por Lise Meitner e
Otto Frisch (ambos em exílio na Suécia) logo depois, com a observação de uma fissão nuclear depois da irradiação
de urânio com nêutrons.
Energia nuclear
A primeira reação em cadeia foi realizada em dezembro de 1942 em
um reator de grafite de nome Chicago Pile 1 (CP-1), no contexto do
projeto "Manhattan" com a finalidade de construir a primeira bomba
atômica, sob a supervisão de Enrico Fermi na Universidade de
Chicago.
Tipos de reatores
Reatores de fissão
Existem vários tipos de reatores, reatores de água leve (ingl. Light
Water reactor ou LWR), reatores de água pesada (ingl. Heavy Water
Reactor ou HWR), reator de rápido enriquecimento ou "reatores
incubadores" (ingl. Breeder reactor) e outros, dependendo da
substância moderador usada. Um reator de rápido enriquecimento gera
Otto Hahn e Lise Meitner no laboratório
mais material físsil (combustível) do que consome. A primeira reação
em cadeia foi realizada num reator de grafite. O reator que levou o
acidente nuclear de Chernobyl também era de grafite. A maioria dos reatores em uso para geração de energia elétrica
no mundo são do tipo água leve. A nova geração de usinas nucleares, denominada G3+, incorpora conceitos de
segurança passiva, pelos quais todos os sistemas de segurança da usina são passivos, o que as tornam
intrínsecamente seguras. Como reatores da próxima geração (G4) são considerados reatores de sal fundido ou MSR
(ingl. molten salt reactor). Ainda em projeto conceitual, será baseada no conceito de um reator de rápido
enriquecimento.
Reatores de fusão
O emprego pacífico ou civil da energia de fusão está em fase experimental, existindo incertezas quanto a sua
viabilidade técnica e econômica.
O processo baseia-se em aquecer suficientemente núcleos de deutério até obter-se o estado plasmático. Nesse estado,
os átomos de hidrogênio se desagregam permitindo que ao se chocarem ocorra entre eles uma fusão produzindo
átomos de hélio. A diferença energética entre dois núcleos de deutério e um de hélio será emitida na forma de
energia que manterá o estado plasmático com sobra de grande quantidade de energia útil.
A principal dificuldade do processo consiste em confinar uma massa do material no estado plasmático já que não
existem reservatórios capazes de suportar as elevadas temperaturas a ele associadas. Um meio é a utilização do
confinamento magnético.
Os cientistas do projeto Iter, do qual participam o Japão e a União Européia, pretendem construir uma central
experimental de fusão para comprovar a viabilidade econômica do processo como meio de obtenção de energia.
Bomba atômica
As bombas nucleares fundamentam-se na reação nuclear (i.e. fissão ou fusão nuclear) descontrolada e por tanto
explosiva.
A eficácia da bomba atômica baseia-se na grande quantidade de energia liberada e em sua toxicidade, que apresenta
duas formas: radiação e substâncias emitidas (produtos finais da reação e materiais que foram expostos à radiação),
ambas radioativas. A força da explosão é de 5 mil até 20 milhões de vezes maior, se comparada a explosivos
químicos. A temperatura gerada em uma explosão termonuclear atinge de 10 até 15 milhões de graus Celsius no
centro da explosão.
2
Energia nuclear
3
Na madrugada do dia 16 de julho de 1945, ocorreu o primeiro teste nuclear da história, realizado no deserto de
Alamogordo, Novo México, o chamado Trinity test.
O segundo, empregado pela primeira vez para fins
militares durante a Segunda Guerra Mundial, foi na
cidade japonesa de Hiroshima e o terceiro, na cidade de
Nagasaki. Essas explosões mataram ao todo cerca de
155.000 pessoas imediatamente, além de 110.000
pessoas morrerem durante as semanas seguintes, em
consequência dos efeitos da radioatividade. Além disso,
suspeita-se que até hoje mais 400.000 morreram devido
as efeitos de longo prazo da radioatividade [1]
As bombas termonucleares são ainda mais potentes e
fundamentam-se em reações de fusão de hidrogênio
ativadas por uma reação de fissão prévia. A bomba de
fissão é o ignitor da bomba de fusão devido à elevada
temperatura para iniciar o processo da fusão.
Toxicidade de radioativos
A toxicidade baseia-se na radiação emitida pelas
substâncias envolvidas na reação nuclear. Assim, tanto
o material utilizado, quanto todo entorno serão fonte de
radioatividade e, portanto, tóxicos.
A explosão de Trinity
Curiosidade
A descobridora da radiação ionizante, Marie Curie, sofreu envenenamento radioativo, em 1898, por manipular
materiais radioativos levando a inflamação nas pontas dos dedos e no final da vida ela sofreu e morreu de leucemia.
Aplicação civil
A fissão nuclear do urânio é a principal aplicação civil da energia nuclear. É usada em centenas de centrais nucleares
em todo o mundo, principalmente em países como a França, Japão, Estados Unidos, Alemanha, Brasil, Suécia,
Espanha, China, Rússia, Coreia do Norte, Paquistão e Índia, entre outros.
A percentagem da energia nuclear na geração de energia mundial é de 6,5 % (1998,UNDP) e de 16 % na geração de
energia elétrica. No mês de janeiro 2009 estavam em funcionamento 210 usinas nucleares em 31 países com ao todo
438 reatores produzindo a potência elétrica total de 372 GW.
Energia nuclear
4
País
Em funcionamento
Desligado
Em construção
Geração de
energia elétrica
Nú- Potência Potência Nú- Potência Potência Nú- potência Potência
2006
Percenmero líquida brutta mero líquida brutta mero líquida brutta em TWh tagem
em
em
em
em
em
em
em %
MW
MW
MW
MW
MW
MW
Argentina
2
935
1.005
–
–
–
1
692
745
6,9
7
Armênia
1
376
408
1
376
408
–
–
–
2,4
42
Bélgica
7
6.092
5.801
1
11
12
–
–
–
44,3
54
Brasil
2
1.901
2.007
–
–
–
1
1.405
1.500
13,8
3
Bulgária
2
1.906
2.000
4
1.632
1.760
2
1.906
2.000
18,1
44
China
11
8.587
9.078
–
–
–
5
4.220
4.534
54,8
2
Alemanha
17
20.425
21.452
19
5.944
6.337
–
–
–
158,7
26
Finlândia
4
2.676
2.780
–
–
–
1
1.600
1.720
22,0
20
França
59
63.363
66.130
11
3.951
4.098
1
1.600
1.650
428,0
78
Índia
17
3.732
3.900
–
–
–
6
2.910
3.160
15,6
3
Irã
–
–
–
–
–
–
1
915
1.000
–
–
Itália
–
–
–
4
1.423
1.472
–
–
–
–
–
Japão
56
47.593
49.580
4
566
624
1
866
912
291,5
30
Canadá
18
12.584
13.360
–
–
–
7
3.046
3.243
92,4
16
Cazaquistão
–
–
–
1
52
90
–
–
–
–
–
Lituânia
1
1.185
1.300
1
1.185
1.300
–
–
–
8,7
70
México
2
1.360
1.364
–
–
–
–
–
–
10,4
5
Holanda
1
482
515
1
55
58
–
–
–
3,3
4
Paquistão
2
425
462
–
–
–
1
300
325
2,5
3
Romênia
2
1.310
1.412
–
–
–
–
–
–
5,2
9
Rússia
31
21.743
23.242
5
786
849
7
4.585
4.876
144,3
16
Suécia
10
8.916
9.275
3
1.210
1.242
–
–
–
65,0
48
Suiça
5
3.220
3.372
–
–
–
–
–
–
26,3
37
Eslováquia
5
2.034
2.200
2
518
584
–
–
–
16,6
57
Eslovênia
1
666
730
–
–
–
–
–
–
5,3
40
Espanha
8
7.450
7.728
2
621
650
–
–
–
57,4
20
África do Sul
2
1.800
1.888
–
–
–
–
–
–
10,1
4
Coreia do Sul
20
16.810
17.716
–
–
–
4
3.800
4.000
141,2
39
Taiwan
6
4.884
5.144
–
–
–
2
2.600
2.700
37,0
22
Rep. Tcheca
6
3.538
3.742
–
–
–
–
–
–
24,5
32
Ucrania
15
13.107
13.835
4
3.500
3.800
2
1.900
2.000
84,8
48
Hungria
4
1.755
1.866
–
–
–
–
–
–
12,5
38
99.210 105.664
28
9.764
10.296
1
1.165
1.218
787,2
19
10.982
26
3.324
3.810
–
–
–
69,2
19
E.U.A.
Reino Unido
104
19
11.902
Energia nuclear
5
Mundo
440 371.047 390.858
117
34.918
37.390
42
32.105
34.083
2.660
17
Vantagens da energia nuclear
A principal vantagem da energia nuclear obtida por fissão é a não utilização de combustíveis fósseis. Considerada
como vilã no passado, a Energia Nuclear passou gradativamente a ser defendida por ecologistas de renome como
James E. Lovelock por não gerarem gases de efeito estufa. Estes ecologistas defendem uma virada radical em
direção à energia nuclear como forma de combater o aquecimento global.
Desvantagens da energia nuclear
Residuos radioativos (pop.: Lixo atômico)
Considere-se que apenas uma quantidade de 300 gramas de Plutônio 239 finamente espalhada pelo globo terrestre
levaria a extinção da população humana ao longo prazo. Em um ano, um reator nuclear de 1200 MW produz 265 kg
desse material, que tem 24.000 anos de meia-vida.
Acidentes
O acidente no reator de Chernobyl (ex-URSS) contaminou radioativamente uma área de aproximadamente 150.000
km² (corresponde mais de três vezes o tamanho do estado do Rio de Janeiro), sendo que 4.300 km² possuem accesso
interditado indefinidamente. Até 180 quilômetros distantes do reator situam-se áreas com uma contaminação de mais
de 1,5 milhões de Becquerel por km², o que as deixa inabitáveis por milhares de anos.
Segurança
A Organização Mundial de Energia Nuclear alertou que terroristas podiam comprar resíduos radioativos, por
exemplo de países da ex-URSS ou de países com ditaturas que usam tecnologias nucleares, tais como Irã ou
Coreia-Norte, e construir uma chamada "bomba suja".
O quão fácil é desviar materiais altamente radioativos é demonstrado pelo exemplo do acidente radiológico de
Goiânia, no Brasil em 1987, onde foi furtada uma pedra de sal de cloreto de Césio-137, um isótopo radioativo, de um
hospital abandonado.
Gases de estufa
A produção de gases de estufa de uma usina núclear comum está de 3 a 6 vezes maior comparada com a energia
hídrica e éolica, considerando o processo todo necessário para operá-la. (A produção de gases de estufa de uma usina
de carvão tem um fator de 80.)
Literatura
• Gaynor Sekimori: Hibakusha: Survivors of Hiroshima and Nagasaki. Kosei Publishing Company, Japan 1986,
ISBN 4-333-01204-X
• Takeshi Ohkita: Akute medizinische Auswirkungen in Hiroshima und Nagasaki, in: Eric und Susanna Chivian u.a.
(Hrsg.): Last aid. Die medizinischen Auswirkungen eines Atomkrieges. Heidelberg 1985
• Robert P. Newman: Truman and the Hiroshima Cult. Michigan State University Press, 1995
• Tania Malheiros: Brasil: a bomba ocultua - O programa nuclear brasileiro, Editora: Gryphus, 1993, 164 páginas
• Antônio D. Machado e Ennio Candoti (coord.): Energia Nuclear e Sociedade - Um debate,Editora: Paz e Terra,
1980, 322 páginas,
• Gláucia Oliveira da Silva: Angra I e a melancolia de uma era - Um estudo sobre a construção social do risco,
Editora: EdUFF, 1999, 284 páginas
Energia nuclear
Ver também
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
Acidente nuclear de Chernobyl
Centrais nucleares
Reatores nucleares
Fissão nuclear
Bomba atômica
Bomba H
Radioatividade
Reações nucleares
Fusão nuclear
Tokamak
International Thermonuclear Experimental Reactor
Central Nuclear Almirante Álvaro Alberto
Ligações externas
• Energia Nuclear [2]
• Conselho de Segurança Nuclear da Espanha [3]
• Projeto Iter [4]
Referências
[1]
[2]
[3]
[4]
Tabela da Nagasaki University School of Medicine (http:/ / www-sdc. med. nagasaki-u. ac. jp/ n50/ disaster/ Deathnum. gif).
http:/ / www. biodieselbr. com/ energia/ nuclear/ index. htm
http:/ / www. csn. es
http:/ / www-fusion. ciemat. es/ fusion/ iter/ ITER. html
6
Fontes e Editores da Página
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Energia nuclear Fonte: http://pt.wikipedia.org/w/index.php?oldid=19235867 Contribuidores: 333, Abimas, Acscosta, Adailton, Alchimista, Arges, Arkanoid02, Armagedon, Augusto Reynaldo
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GOE, GOE2, GRS73, Gbiten, Georgez, Giro720, Gunnex, Gustavo Siqueira, Gustavo.kunst, Haudez, Hugo Nagatomo, Jack Bauer00, Jéssica Pedroso Chalmes, Kim richard, Lauro Chieza de
Carvalho, Leandromartinez, Lechatjaune, LeonardoG, LeonardoRob0t, Lgrave, Lijealso, Luckas Blade, Marcelo.Gom, Mion, Missionary, Mosca, Mschlindwein, NH, Nomad, OS2Warp, Oi999,
Olivera, Pedrobrayner, Porantim, Reynaldo, Rhcastilhos, Rodrigo Santos, Rsilvapt, Ruy Pugliesi, Santana-freitas, Sturm, Taikanatur, Tavarezko, Tbunke, Teles, Thiago R Ramos, Ts42,
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7
Energia
Energia
Em geral, o conceito e uso da palavra energia se
refere "ao potencial inato para executar trabalho ou
realizar uma ação".
A palavra é usada em vários contextos diferentes. O
uso científico tem um significado bem definido e
preciso enquanto muitos outros não são tão
específicos.
O termo energia também pode designar as reações
de uma determinada condição de trabalho, por
exemplo o calor, trabalho mecânico (movimento) ou
luz. Estes que podem ser realizados por uma fonte
inanimada
(por
exemplo
motor,
caldeira,
refrigerador, alto-falante, lâmpada, vento) ou por um
organismo vivo (por exemplo os músculos, energia
biológica).
A etimologia da palavra tem origem no idioma
grego, onde εργος (erfos) significa "trabalho".
Qualquer coisa que esteja a trabalhar - por exemplo,
a mover outro objeto, a aquecê-lo ou a fazê-lo ser
Um foguete espacial possui uma grande quantidade de energia química
atravessado por uma corrente eléctrica - está a
(no combustível) pronta a ser utilizada enquanto espera na rampa.
"gastar" energia (uma vez que ocorre uma
Quando o combustível é queimado, esta energia é transformada em
"transferência", pois nenhuma energia é perdida, e
calor, uma forma de energia cinética. Os gases de escape produzidos
impelem o foguete para cima.
sim transformada ou transferida a outro corpo).
Portanto, qualquer coisa que esteja pronta a trabalhar
possui energia. Enquanto o trabalho é realizado, ocorre uma transferência de energia.
O conceito de Energia é um dos conceitos essenciais da Física. Nascido no século XIX, pode ser encontrado em
todas as disciplinas da Física (mecânica, termodinâmica, eletromagnetismo, mecânica quântica, etc.) assim como em
outras disciplinas, particularmente na Química.
Formas de produção de energia
Apesar de não se restringir a isso, a energia pode ser entendida como a capacidade de realizar trabalho. As
sociedades humanas dependem cada vez mais de um elevado consumo energético para sua subsistência. Para isso,
foram sendo desenvolvidos, ao longo da história, diversos processos de transformação, transporte e armazenamento
de energia. Na realidade, só existem duas modalidades de energia: a potencial e a cinética. Mas elas se apresentam de
várias formas: hidráulica, nuclear, eólica, solar e geotérmica.
1
Energia
2
Energia hidrelétrica
A energia hidrelétrica é a energia que vem do movimento das águas, usando o potencial hidráulico de um rio de
níveis naturais, queda d'água ou artificiais. Essa energia é a segunda maior fonte de eletricidade do mundo.
Frequentemente constroem-se represas que reprimem o curso da água, fazendo com que ela se [acumule] em um
reservatório denominado barragem. Toda a energia elérica gerada dessa maneira é levada por cabos, dos terminais do
gerador até o transformado elevado. A energia hidrelétrica apresenta certos problemas, como consequências
socioambientais de alagamentos de grandes áreas.
Energia hidrelétrica no Brasil: devido à sua enorme quantidade de rios, a maior parte da energia elétrica disponível é
proveniente de grandes usinas hidrelétricas. A energia primária de uma hidrelétrica é a energia potencial
gravitacional da água contida numa represa elevada. Antes de se tornar energia elétrica, a energia primária deve ser
convertida em energia cinética de rotação. O dispositivo que realiza essa transformação é a turbina. Ela consiste
basicamente em uma roda dotada de pás, que é posta em rápida rotação ao receber a massa de água. O último
elemento dessa cadeia de transformações é o gerador, que converte o movimento rotatório da turbina em energia
elétrica. As usinas elétricas transformam a [energia hidráulica] em eletrecidade. as usinas elétricas são uma fonte de
energia limpa,mas sua contrução impacta o ambiente.A formação do lago artificial alaga vastas áreas,destruindo a
vegetaçao,matando animais e obrigando moradores da área alagada a procurar outro lugar para viver.
Energia mecânica
Energia mecânica é a energia que pode ser transferida por meio de força. A energia mecânica total de um sistema é a
soma da energia potencial com a energia cinética. Se o sistema for conservativo, ou seja, apenas forças conservativas
atuam nele, a energia mecânica total conserva-se e é uma constante de movimento. A energia mecânica "E" que um
corpo possui é a soma da sua energia cinética "c" mais energia potencial.
Energia potencial
É a energia que um objeto possui pronta a ser convertida em energia cinética. Um martelo levantado, uma mola
enroscada e um arco esticado de um atirador, todos possuem energia potencial. Esta energia está pronta para ser
modificada em outras formas de energia e, consequentemente, realizar trabalho: quando o martelo cair, pregará um
prego; a mola, quando solta, fará andar os ponteiros de um relógio; o arco disparará uma flecha. Assim que ocorrer
algum movimento, a energia potencial da fonte diminui, enquanto se modifica em energia do movimento (energia
cinética). Levantar o martelo, enrolar a mola e esticar o arco faz o uso da energia cinética produzir um ganho de
energia potencial.
Existem diferentes tipos de energia potencial, relacionados às diferentes formas de energia dos quais se destacam: a
elástica, a gravitacional e a elétrica.
• A energia potencial gravitacional na superfície da Terra é proporcional à altura (h) do corpo (medido em relação a
um determinado nível de referência que pode ser por exemplo o chão nessa localização).
É calculada pela expressão:
ou
• A energia potencial elástica está associada a uma mola ou a um corpo elástico.
É calculada pela expressão (no caso ideal):
K= Constante da mola (varia para cada tipo de mola, por exemplo a constante da mola de um espiral de caderno é
bem menor que a constante da mola de um amortecedor de caminhão).
X= Variação no tamanho da mola.
• A energia potencial elétrica está relacionada com uma carga qualquer "q" de uma partícula situada a uma
distância "d" de uma carga de prova "Q".
Energia
3
É calculada pela expressão:
, sendo
, podemos substituir:
= constante eletrostática do meio em que as cargas estiverem inseridas.
= potencial elétrico.
= carga da partícula.
= distância entre a partícula e o referencial.
= carga do referencial.
Energia cinética
Uma velha locomotiva a vapor transforma energia química em energia
cinética. A combustão de madeira ou carvão na caldeira é uma reacção
química que produz calor, obtendo vapor que dá energia à locomotiva.
É a energia que um corpo em movimento possui devido à sua velocidade. É calculada por:
= massa do corpo.
= velocidade do corpo.
Isto significa que quanto mais rapidamente um objeto se move, maior o nível de energia cinética. Além disso, quanto
mais massa tiver um objeto, maior é a quantidade de energia cinética necessária para movê-lo.
Para que algo se mova, é necessário transformar qualquer outro tipo de energia neste. As máquinas mecânicas automóveis, tornos, bate-estacas ou quaisquer outras máquinas motorizadas - transformam algum tipo de energia em
energia cinética.
Energia química
É a energia que está armazenada num átomo ou numa molécula. Existem várias formas de energia, mas os seres
vivos só utilizam a energia química.
A Energia Química está presente nas ligações químicas. Existem ligações pobres e ricas em energia. A água é um
exemplo de molécula com ligações pobres em energia. A glicose é uma substância com ligações ricas em energia.
Os seres vivos utilizam a glicose como principal combustível (fonte de energia química); entretanto, esta molécula
não pode ser utilizada diretamente, pois sua quebra direta libera muito mais energia que o necessário para o trabalho
celular. Por isso, a natureza selecionou mecanismos de transferência da energia química da glicose para moleculas
tipo ATP (adenosina trifosfato). Os primeiros seres vivos criaram o primeiro destes mecanismos: a fermentação. A
fermentação anaeróbia, além do ATP, gera também etanol e dióxido de carbono (CO2). A presença de CO2 na
atmosfera possibilitou o surgimento da fotossíntese. Este processo fez surgir o O2 (oxigênio) na atmosfera. Com o
Energia
4
oxigênio, outros seres vivos puderam desenvolver um novo mecanismo de transferência de energia química da
glicose para o ATP: a respiração aeróbica.
As reacções químicas geralmente produzem também calor: um fogo a arder é um exemplo. A energia química
também pode ser transformada em qualquer forma de energia, por exemplo em electricidade (numa bateria) e em
energia cinética (nos músculos ou nos motores a gasolina).
Energia nuclear
É a energia produzida pelas reações nucleares: isso é, pela fissão ou pela fusão de átomos, quais são transformados
sobretudo em energia mecânica e calor, quer sob controle num reator nuclear, quer numa explosão de uma arma
nuclear. O Sol produz o seu calor e a sua luz por fusão nuclear de átomos de, hidrogênio em hélio.
Descoberta: Em 1939, os cientistas alemães Otto Hahn, Lise Meitner e Fritz Strassmann, bombardeando átomos de
urânio com nêutrons, descobriram que eles se dividiam em dois fragmentos. A descoberta, chamada fissão nuclear,
não teria saído dos limites estritos do laboratório não fosse pelo fato de que no processo de divisão do núcleo de
urânio desprendia-se grande quantidade de calor.
Energia eletromagnética
Está associada aos fenómenos eletromagnéticos: a electricidade, o magnetismo e a radiação electromagnética (luz).
Exemplo do seu uso: nas nossas casas a energia elétrica é convertida em trabalho pelos eletrodomésticos
(normalmente através de motores que usam o princípio da indução electromagnética) ou em luz pelas lâmpadas,
entre diversas outras formas de uso em que esta forma de energia é convertida em outra.
A Energia elétrica é medida em Kwh (kilowatts-hora) e equivale ao produto da potência e o tempo em que é
utilizada.
= Energia elétrica.
= Potência.
= Tempo.
Fórmula esta útil para calcular e/ou prever certos dados sobre a conversão de energia, por exemplo, em um aparelho
que use eletricidade para produzir calor poderá ser usada para prever a temperatura máxima alcançada por este
aparelho, bastando para isso igualá-la a fórmula da energia calorífica (
), considerando o
rendimento (porcentagem de potência convertida de fato em calor) do aparelho elétrico.
Energia de fácil obtenção, é utilizada como alternativa no desenvolvimento de equipamentos cada vez mais
modernos que antes usavam outras formas de energia (em especial a mecânica) devido à crescente modernização da
indústria eletrônica. As usinas -em especial as hidrelétricas- nos fornecem essa energia. Visto que existe uma
constante preocupação em desenvolver cada vez mais meios de obtenção de energia alternativa que não agridam o
meio ambiente e nos proporcionem eletricidade da maneira mais eficiente possível.
Energia radiante
É a energia associada à radiação eletromagnética: luz, as ondas de rádio e os raios de calor (infravermelhos). O calor
radiante não é o mesmo que a variante de energia cinética chamada de «energia térmica», mas quando os raios
infravermelhos atingem um objecto fazem com que as suas moléculas se movam mais depressa, convertendo-se
energia térmica.
A luz também é uma onda, diferente do som, ela atravessa perfeitamente o vácuo, a luz visível do sol chega até nós
em muitas cores (violeta, azul, verde, amarelo, laranja, vermelho), que representam a luz de diferentes comprimentos
de onda. O homem não usa mais apenas os olhos para vasculhar o cosmo, rádio telescópios observam o cosmos em
comprimentos de onda que não podemos ver.
Energia
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Curiosidades
• Os músculos associados aos ossos transformam energia química em energia mecânica.Por exemplo quando
corremos, o trabalho realizado pelos ossos transforma a energia mecânica potencial em energia cinética; portanto,
a energia potencial diminui aumentando a energia cinética.
• Quando observamos uma panela com água no fogo, percebemos que gradativamente a água começa a se
movimentar, sua superfície parecendo tremer, isso deve-se ao aumento da agitação das moléculas, aumentando,
assim, a energia térmica da água. Se tirarmos a panela com água do fogo e a deixarmos de lado, há uma
diminuição da agitação das moléculas de água cessando o movimento, ou seja, sua energia térmica
diminuiu.Podemos observar, ainda, que ocorre uma transferência de energia térmica do fogo para a água e da
água para o ar, ou seja, passa de um corpo para outro, sendo denominada calor.
• A transferência de energia de um corpo para outro pela emissão de ondas eletromagnéticas (luz) denomina-se
irradiação. Denomina-se emissor o corpo que emite a energia e receptor aquele que recebe. Denomina-se energia
radiante a propagada pelo espaço, do emissor para o receptor. Ao incidir sobre um corpo, a energia radiante
distribui-se, sendo uma parte refletida, outra transmitida, e uma terceira absorvida, esta é a única transformada em
calor.
• Ao aquecermos uma panela com água percebemos, após alguns segundos, que a panela já esquentou, enquanto a
água não. Isto se deve ao fato de o alumínio ou o ferro (dependendo da panela) necessitar de uma menor
quantidade de calor do que a água para elevar sua temperatura, ou seja, o ferro ou o alumínio tem menor calor
específico.
Ver também
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•
•
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•
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•
Energia (sociedade)
Engenharia de Energia
Energia elétrica
Energia eólica
Energia maremotriz
Energia térmica
Energia solar
Energia interna
Lei da Conservação de Energia
Teorema do trabalho-energia
Geração de energia - geração mundial de energia
Fontes e Editores da Página
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Energia Fonte: http://pt.wikipedia.org/w/index.php?oldid=19197461 Contribuidores: 333, Adailton, Aedd, Albmont, Alchimista, Alexanderps, Angeloleithold, Angrense, Arena Interativa,
Arges, Arthur Lopes, Augusto Reynaldo Caetano Shereiber, Belanidia, Bisbis, Bitolado, Biuick, Bluedenim, Breno.sakaguti, Caiohro, Carlos-PC, Ciro, CostaJES, Cursocf, Daimore, Danilo.mac,
Danilodn, Dantadd, Darwinius, Daveiro, Davemustaine, Der kenner, Domorenova, E2m, Eamaral, Ebalter, Eduardo Gerhardt Martins, Eduardoferreira, Epinheiro, Eric Duff, Erykekynha,
EuTuga, Fredxavier, GOE, GOE2, GRS73, Garavello, Gil mnogueira, Giro720, Guiclarksonripoll, Guilherme machado fragoso, Gunnex, JLCA, Jo Lorib, Jorgejlbs, Joseolgon, João Carvalho,
Jsobral, Juntas, K3nz1nh0, Kim richard, Lauro Chieza de Carvalho, Leandromartinez, Lechatjaune, Lemarlou, LeonardoG, Leslie, Lex.B, Lijealso, Luckas Blade, Luiza Teles, Luís Felipe Braga,
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Estrela vermelha gigante
Estrela vermelha gigante
Em astronomia, uma estrela vermelha gigante ou simplesmente gigante vermelha, é uma grande estrela de
classificação K ou M e de cor vermelha. São exemplos Aldebaran e Ras Algethi.
As gigantes vermelhas são estrelas que anteriormente tinham um tamanho equivalente ao do Sol (até 8 vezes a massa
solar) mas esgotaram o suprimento de hidrogênio em seu núcleo. Durante a fase inicial de vida, a estrela esteve
queimando hidrogênio no núcleo a uma temperatura de 2x107K e transformando-o em Hélio.
Evolução
O processo basicamente é a fusão entre protons (hidrogênio ionizado) que se convertem em partículas alfa (núcleos
de Hélio totalmente ionizado) uma vez que a esta temperatura os eletrons não conseguem ficar presos aos núcleos.
Diagrama de Hertzsprung-Russell
De acordo com o Diagrama de Hertzsprung-Russell, uma gigante vermelha é uma estrela enorme que não faz parte
da Sequência principal e pela Classificação estelar é uma estrela entre as classes K ou M; Exemplos incluem
Aldebaran e Arcturus.
Da sequência principal até a Gigante
Todas as estrelas na sequência principal,
como o Sol, terão sua fase de gigante.
Durante a sua fase de desenvolvimento
inicial, na qual ela se encontra na sequência
principal, a estrela esteve queimando
Hidrogênio e acumulando Hélio (já que a
temperatura nesta fase não é suficiente para
usar o Hélio como combustível).
Colapso gravitacional
O Hélio produzido nesta primeira fase foi-se
acumulando, devido à gravidade, no próprio
núcleo. Quando a estrela esgotar o estoque
de hidrogênio no núcleo as reações no
centro da estrela começarão a se esgotar até
parar. A estrela então entra em colapso
gravitacional. As camadas interiores
colapsam mais rapidamente que as
Uma gigante vermelha comparada com o Sol e outras estrelas.
exteriores e, devido à compressão, a
temperatura do núcleo volta novamente a
subir. Este novo aumento de temperatura permite uma nova fase de queima de hidrogênio na casca ao redor do
núcleo, chamada de queima de casca. Esta queima de casca é um processo rápido uma vez que a casca ainda está se
colapsando e a temperatura subindo. A luminosidade então aumenta, e no diagrama HR a estrela começa se deslocar
da sequência principal em direção ao topo superior direito. A camada externa da estrela expande-se devido à nova
1
Estrela vermelha gigante
onda de energia vinda do interior. A estrela torna-se uma subgigante e posteriormente se tornará uma gigante
vermelha.
Temperatura superficial
Na superfície da estrela a quantidade de energia resultando da fusão está agora distribuída por uma área muito maior
e portanto sua temperatura de superfície será mais baixa do que antes e a estrela começa a se avermelhar, de onde
vem portanto o nome Gigantes vermelhas. Apesar de sua temperatura menor as gigantes vermelhas são muito
brilhantes devido ao seu enorme tamanho. Após este processo é que as estrelas vão para o estágio de anã branca. O
calor é o que evita o colapso gravitacional. Após a evolução ao estágio de gigante vermelha da estrela não há mais
nada que a mantenha expandida. Então, ela começa a se contrair e torna-se uma estrela superdensa, com uma
temperatura superficial imensa devido a essa última contração. É muito díficil detectar uma anã branca, por causa do
seu pequeno tamanho.
O Sol
Quando o Sol se tornar uma gigante vermelha seu raio irá incorporar as orbitas de Mercúrio e Vênus e talvez até a da
própria Terra. Mesmo que a Terra não seja engolida pelo Sol, a temperatura será tão alta que a atmosfera e os
oceanos terão se evaporado e a vida na Terra estará extinta.
Durante esta primeira fase de colapso, logo após o esgotamento do Hidrogênio no núcleo, a estrela poderá atingir a
temperatura necessária para que ela entre em uma nova fase e passe a queimar Hélio (para isto a temperatura no
núcleo deverá chegar a 3x108K, mais que 10 vezes maior que a necessária para a queima de Hidrogênio). Estrelas
massivas da sequência principal ao passarem por este processo tornam-se Supergigantes, como Betelgeuse na
constelação de Orion e Antares na constelação de Escorpião.
Hélio
Em estrelas com massa menor que 2,5 a massa do Sol, a adição de Hélio vinda da queima de Hidrogênio na casca
causará um Flash de Hélio — uma queima abrupta de Hélio no núcleo — após o qual a estrela entra em um breve
período estável de queima de Hélio. Neste período a fusão do Hélio no núcleo libera mais energia por segundo do
que quando a estrela estava no sequência principal. O equilíbrio hidrostático será mantido até que o combustível do
núcleo se esgote novamente.
Oscilação
Estrelas massivas podem entrar e sair da fase de gigante vermelha várias vezes, a cada etapa queimando nos seus
núcleos um combustivel mais pesado que na etapa anterior. Neste caso, estas estrelas estão no que se chama de
Braço assintótico gigante. Estrelas como o nosso Sol podem sintetizar átomos até o Carbono e Oxigênio. Estrelas
mais pesadas podem sintetizar átomos com peso atômico até igual ao do Ferro.
Ver também
• gigantes azuis
• anãs brancas
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Fontes e Editores da Página
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Estrela vermelha gigante Fonte: http://pt.wikipedia.org/w/index.php?oldid=19102196 Contribuidores: Lijealso, Mschlindwein, N&n's, OS2Warp, Rei-artur, Sebastiao.rocha, Svartner, Zumg,
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Ficheiro:GiganteVermelha.jpg Fonte: http://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=Ficheiro:GiganteVermelha.jpg Licença: GNU Free Documentation License Contribuidores: By Sebastiao
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Expansão métrica do espaço
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Expansão métrica do espaço
A expansão métrica do espaço-tempo ou expansão métrica do universo é uma peça chave da ciência atual para
compreender o Universo, através da qual o próprio espaço-tempo é descrito por um métrica que relaciona-se com o
tempo de tal maneira que as dimensões espaciais parecem crescer ou estender-se à medida que o Universo envelhece.
Explica como se expande o Universo no modelo do Big Bang, uma característica de nosso Universo suportada por
todos os experimentos e observações cosmológicas, cálculos astrofísicos e medidas até agora. A métrica que
descreve formalmente a expansão no modelo padrão do Big Bang designa-se como Métrica de
Friedman-Lemaître-Robertson-Walker ou Modelo FLRW.
A expansão do espaço é conceitualmente diferente de outros tipos de expansões e explosões que são vistas na
natureza. Nossa compreensão do "cenário do Universo" (o espaço-tempo) necessita que o espaço, o tempo e a
distância não sejam absolutos, senão que são obtidos a partir de uma métrica que pode modificar-se. Na métrica de
expansão do espaço, mais que objetos num espaço fixo distribuindo-se até o vazio, é o espaço que contém os objetos
e que está modificando-se propriamente falando. É como se os objetos não se movessem por si mesmos, é o espaço
que está "crescendo" de alguma maneira entre eles.
Devido a que é a métrica que define a distância que está alterando-se mais que os objetos movendo-se no espaço,
esta expansão (e o movimento resultante são objetos afastando-se) não está limitada pela velocidade da luz, limitação
esta que é resultante da relatividade especial.
A teoria e as observações sugerem que muito no princípio da história do Universo, houve uma fase "inflacionária"
onde esta métrica alterou-se muito rapidamente e, que a dependência do tempo restante que observamos desta
métrica é a assim chamada expansão de Hubble, o afastamento de todos os objetos gravitacionalmente relacionados
no Universo. O Universo em expansão é portanto uma característica fundamental do Universo em que habitamos,
um Universo fundamentalmente diferente do Universo estático que Albert Einstein considerou ao princípio quando
desenvolveu sua teoria gravitacional.
Introdução
Uma métrica define como se pode
medir uma distância entre dois pontos
próximos no espaço, em temos das
coordenadas destes pontos. Um
sistema de coordenadas relaciona
pontos em um espaço (de qualquer
número de dimensões) assinalando
números únicos conhecidos como
coordenadas, a cada ponto. A métrica é
então uma fórmula que converte as
coordenadas dos pontos em distâncias.
Por exemplo, considerando a medida
da distância entre dois lugares na
superfície da Terra. Este é um exemplo
familiar
característico
de
uma
geometria não euclidiana. Devido a
que a superfície da Terra seja
A expansão do Universo avança em todas as direções determinada pela constante de
Hubble atual. Entretanto, a constante de Hubble pode ter mudado no passado e pode
mudar no futuro dependendo do valor observado do parâmetro de densidade (Ω). Antes
do descobrimento da energia escura, se cria que o Universo estava dominado pela matéria
e assim Ω neste gráfico se corresponde com a relação da densidade de matéria com a
densidade crítica (
).
Expansão métrica do espaço
bidimensional, os pontos na superfície da Terra se podem especificar mediante duas coordenadas, por exemplo, a
latitude e a longitude. A especificação de uma métrica requer que primeiro se especifique as coordenadas utilizadas.
Em nosso exemplo característico da superfície da Terra, podemos eleger qualquer tipo de sistema de coordenadas,
por exemplo latitude e longitude ou coordenadas cartesianas (X-Y-Z). Uma vez que temos eleito um sistema de
coordenadas específico, o valor numérico das coordenadas de dois pontos quaisquer são determinados de forma
unívoca e, baseando-se nas propriedades do espaço sobre o que se está discutindo, a métrica apropriada também se
estabelece matematicamente. Na superfície curva da Terra, podemos ver este efeito em vôos longos percorridos onde
a distância entre dois pontos é medida baseando-se em um grande círculo e não ao longo da linha reta que passa
através da Terra. Em teoria há sempre um efeito devido a esta curvatura, inclusive para pequenas distâncias, mas na
prática para lugares "próximos", a curvatura da Terra é tão pequena que é desprezível para distâncias curtas.
Os pontos na superfície da Terra se podem especificar dando duas coordenadas. Devido a que o espaço-tempo tem
quatro dimensões, temos que especificar os pontos neste dado espaço-tempo dando quatro coordenadas. As
coordenadas mais convenientes em cosmologia se chamam coordenadas comóveis. Devido a que o espaço parece ser
euclidianas, em grandes distâncias se podem especificar as coordenadas espaciais em termos de x, y, z, ainda que
outras alternativas como as coordenadas esféricas são utilizadas habitualmente. A quarta coordenada necessária é o
tempo, que se especifica nas coordenadas comóveis como o tempo cosmológico. A métrica do espaço a partir das
observações, parece ser euclidiana a grande escala. O mesmo não se pode dizer da métrica do espaço-tempo,
entretanto. A natureza não-euclidiana do espaço-tempo se manifesta pelo fato de que a distância entre pontos com
coordenadas constantes cresce com o tempo, mais que permanecem constantes.
Tecnicamente, a expansão métrica do espaço é uma característica de muitas soluções das equações de campo de
Einstein da relatividade geral e a distância se mede utilizando o intervalo de Lorentz. Esta explicação teórica
proporciona uma explicação clara observacional da lei de Hubble que indica que as galáxias mais distantes de nós
parecem estar se afastando mais depressa que as galáxias que estão mais próximas. Em espaços que se expandem, a
métrica modifica-se com o tempo de uma forma que causa com que as distancias pareçam maiores em momentos
posteriores, de tal maneira que em nosso Universo do Big Bang, observamos fenômenos associados com a expansão
métrica do espaço. Se vivêssemos em um espaço que se contrai (um Universo do Big Crunch) observaríamos
fenômenos associados com uma métrica de contração do espaço.
Os primeiros modelos relativistas predisseram que um Universo que era dinâmico e continha matéria gravitacional
ordinária se contrairia mais que expandiria. A primeira proposta de Einstein para uma solução a este problema
incluía adicionar uma constante cosmológica em suas teorias para balancear a contração e obter uma solução estática
para o Universo. Mas em 1922 Alexander Friedmann apresentou suas famosas equações de Friedmann,
demonstrando que o Universo poderia se expandir e apresentando a velocidade de expansão para este caso.[1] As
observações de Edwin Hubble em 1929 confirmaram que as galáxias distantes estavam todas afastando-se de nós
pelo que os cientistas aceitaram que o Universo estava se expandindo. Até os desenvolvimentos teóricos dos anos
1980 ninguém teve uma explicação de porque era assim, mas com o desenvolvimento dos modelos de inflação
cósmica, a expansão do Universo se converteu em uma característica geral resultante do vácuo quântico. Por
conseguinte, a pergunta de "por que está o Universo se expandindo?" é agora contestada compreendendo-se os
detalhes do processo de decomposição da inflação que ocorreu nos primeiros 10−32 segundos de existência de nosso
Universo. Se sugere que neste momento a própria métrica modificou-se exponencialmente, causando com que o
espaço se modificasse de algo menor que um átomo para uns 100 milhões anos luz.
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Expansão métrica do espaço
Medição de distâncias
Na expansão do espaço, a distância é uma quantidade dinâmica que altera-se com o tempo. Há várias formas
diferentes de definir distâncias em cosmologia, conhecidas como medidas de distância, mas a mais comum é a
distância comóvel.
A métrica só define a distância entre pontos próximos. Para definir a distância entre pontos distantes arbitrariamente,
tem-se que especificar dois parâmetros: os pontos e uma curva específica que os conecte. A distância entre os pontos
se pode obter encontrando a longitude desta curva de conexão. A distância comóvel define esta curva de conexão
como uma curva de tempo cosmológico constante. Operacionalmente, as distâncias comóveis não podem ser
diretamente medidas por um simples observador com as limitações da Terra. Para determinar a distância de objetos
distantes, os astrônomos geralmente medem a luminosidade de vela padrão ou o fator de deslocamento para o
vermelho z de galáxias distantes e então convertem estas medidas em distâncias baseadas em alguns modelos
particulares de espaço-tempo, como o Modelo Lambda-CDM.
Provas observacionais
Até o ano 2000 os cientistas ainda não possuíam todas as peças de provas observacionais diretas para confirmar a
métrica de expansão do Universo. Entretanto, antes do descobrimento desta prova, os cosmólogos teóricos
consideraram que a métrica de expansão do espaço era uma característica provável do Universo, baseada no que eles
supõem ser um pequeno número de princípios razoáveis na modelagem do Universo. Os mais importantes são:
• o princípio cosmológico que exige que o Universo pareça o mesmo em todas as direções (isotrópico) e tenha
aproximadamente a mesma mistura suave de material (homogêneo).
• o princípio de Copérnico que exige que não exista um lugar no Universo preferencial (ou seja, o Universo não
tem "ponto de partida").
Em vários graus, os cosmólogos têm descoberto provas suportando estas suposições, além das observações diretas da
expansão do espaço. Hoje, a métrica de expansão do espaço é considerada pelos cosmólogos como uma
característica observada, baseando-se em que ainda que não se possa ver diretamente, as propriedades do Universo
que os cientistas têm provado e que podem ser observadas proporcionam uma confirmação convincente. As fontes da
confirmação são:
• Edwin Hubble demonstrou que todas as galáxias e objetos astronômicos distantes estão se afastando do nós (lei de
Hubble) como previa uma expansão universal.[2] Utilizando o Desvio para o vermelho de seu espectro
eletromagnético para estimar a distância e a velocidade de objetos remotos no espaço, demostrou que todos os
objetos estavam se afastando de nós e que sua velocidade é proporcional a sua distância, uma característica da
métrica de expansão. Estudos posteriores vieram a demonstrar que a expansão era extremamente isotrópica e
homogênea, ou seja, não parece ter um ponto especial como "centro", mas parece Universal e independente de
qualquer ponto central fixo.
• Em estudos da estrutura em grande escala do universo tomados de medições do deslocamento para o vermelho se
descobriu o chamado "Final da Grandeza" nas maiores escalas do Universo. Até que estas escalas fossem
verificadas, o Universo parecia "grumoso" com grupos de cúmulos galácticos e supercúmulos e filamentos que
tinham qualquer característica exceto ser isotrópicos e homogêneos. Esta grumosidade desaparece em uma
distribuição harmoniosa de galáxias nas maiores escalas da mesma maneira que um quadro de Jackson Pollock
parece grumoso de perto, mas mais regular à distância e por completo.
• A distribuição isotrópica através do céu de erupções de raios gama distantes e supernovas é outra confirmação do
Princípio Cosmológico.
• O Princípio Coperniciano só foi realmente comprovado em escala cosmológica por medições dos efeitos da
radiação cósmica de fundo de microondas na dinâmica de sistemas astrofísicos distantes. Como se informou a
partir de um grupo de astrônomos do European Southern Observatory, a radiação que impregna o Universo é
3
Expansão métrica do espaço
4
demonstravelmente mais fria que nos primeiros tempos.[3] O arrefecimento uniforme da radiação cósmica de
fundo de microondas durante milhões de anos é explicável agora se o Universo está experimentando uma
expansão métrica.
Tomadas conjuntamente, a única teoria que explica coerentemente estes fenômenos depende de que o espaço se
expanda através de uma alteração na métrica. De modo interessante, não foi até o descobrimento no ano 2000 das
provas observacionais diretas para a mudança de temperatura do fundo cósmico de microondas que as construções
mais bizarras não foram excluídas. Até este momento, estavam baseadas puramente em uma suposição de que o
Universo não se comportava como se a Via Láctea estivera no centro de uma métrica fixa com uma explosão
Universal de galáxias em todas as direções (como se vê, por exemplo, no modelo de Milne).
Além disso, os cientistas estão seguros que as teorias que dependem da expansão métrica do espaço são corretas
porque têm passado pelas rigorosas provas do método científico. Em particular, quando os cálculos físicos são
realizados baseando-nos nas teorias atuais (incluindo a métrica de expansão), parecem dar resultados e predições
que, em geral, estão de acordo extremadamente próximos com observações astrofísicas e de física de partículas. A
universalidade espacial e temporal das leis físicas foi até há pouco tomada como uma suposição filosófica
fundamental que agora é comprovada nos limites observacionais do tempo e do espaço. Esta prova é tomada muito a
sério porque o nível de detalhe e a quantidade total de medidas que as teorias predizem se pode demonstrar que
coincide de forma precisa e exata com a realidade visível. O nível de precisão é difícil de quantificar, mas está na
ordem da precisão vista nas constantes físicas que governam a física do Universo.
Analogia com modelos
Devido a que a métrica de expansão não é vista na escala física dos humanos o conceito pode ser difícil de ser
compreendido. Existem três analogias fundamentais, a analogia das "formigas em um balão", a analogia da "folha de
látex" e a analogia de pão (ou bolo) de passas, que foram desenvolvidos para ajudar na compreensão conceitual.
Cada analogia têm seus benefícios e seus inconvenientes.
Ver também
•
Astronomia
•
Cosmologia observacional
•
CoBE
•
Einstein
•
Big Bang
•
Equações de Friedmann
•
Estrutura em grande escala do
universo
•
Friedmann
•
Cosmologia
•
Energia escura
•
BOOMERanG
•
Gamow
•
Fundo cósmico de
microondas
•
Métrica FLRW
•
Forma do universo
•
Hubble
•
Cronologia do Big Bang
•
Lei de Hubble
•
Formação estrutural
•
Centro Brasileiro de Pesquisas
Físicas
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Cronologia da cosmologia
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Matéria escura
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Quintessência cosmológica
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Mather
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Idade do universo
•
Desvio para o vermelho
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SDSS
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Penzias
•
Inflação cósmica
•
Modelo Lambda-CDM
•
WMAP
•
Smoot
•
Nucleossíntese primordial
•
2dF
•
Wilson
•
Formação e evolução de
galáxias
[1] Friedman, A: Über die Krümmung des Raumes, Z. Phys. 10 (1922), 377–386. (trad. para inglês: Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991–2000.)
[2] Hubble, Edwin, " Uma relação entre a distância e a velocidade radial entre nebulosas extra-galácticas (http:/ / adsabs. harvard. edu/ cgi-bin/
nph-bib_query?bibcode=1929PNAS. . . 15. . 168H& amp;db_key=AST& amp;data_type=HTML& amp;format=&
amp;high=42ca922c9c30954)" (1929) Procedimentos da Academia Nacional de Ciências dos Estados Unidos, Volume 15, Número 3, pp.
168-173 ( Artigo completo (http:/ / www. pnas. org/ cgi/ reprint/ 15/ 3/ 168), PDF)
[3] Os astrônomos publicaram suas medidas num artigo publicado no número de Dezembro de 2000 da Nature intitulado A temperatura do fundo
de microondas no deslocamento par o vermelho de 2.33771 (http:/ / adsabs. harvard. edu/ cgi-bin/ bib_query?astro-ph/ 0012222) que se pode
ler aqui (http:/ / arxiv. org/ abs/ astro-ph/ 0012222). Um artigo da imprensa (http:/ / www. eso. org/ outreach/ press-rel/ pr-2000/ pr-27-00.
Expansão métrica do espaço
html) do European Southern Observatory explica os detalhes ao público.
Referências impressas
• Eddington, Arthur. En Universo en Expansión: El 'Great Debate' de la Astronomía, 1900-1931. Press Syndicate
of the University of Cambridge, 1933.
• Liddle, Andrew R. y David H. Lyth. Inflación Cosmológica y Estructura a Gran Escala. Cambridge University
Press, 2000.
• Lineweaver, Charles H. y Tamara M. Davis, " Confusiones sobre el Big Bang (http://www.sciam.com/article.
cfm?chanID=sa006&colID=1&articleID=0009F0CA-C523-1213-852383414B7F0147)", Scientific American,
Marzo de 2005.
• Mook, Delo E. y Thomas Vargish. Dentro de la Relatividad. Princeton University Press, 1991.
Ligações externas
• Vídeo explicativo da expansão do Universo pelo astrofísico canadiano Doctor P (http://spacegeek.org/
ep7_flash.shtml).
• Swenson, Jim Resposta a uma pergunta sobre a expansão do Universo (http://www.newton.dep.anl.gov/
askasci/phy00/phy00812.htm)
• Felder, Gary, " O Universo em Expansão (http://www.ncsu.edu/felder-public/kenny/papers/cosmo.html)".
• A equipa WMAP da NASA oferece uma " Explicação da expansão do Universo (http://map.gsfc.nasa.gov/
m_uni/uni_101bbtest1.html)" num nível elementar
• Tutorial Hubble do Departamento de Física da Universidade de Wisconsin (http://cmb.physics.wisc.edu/
tutorial/hubble.html).
• Modelo de expansão do pão de passas (http://theory.uwinnipeg.ca/mod_tech/node216.html). da Universidade
de Winnipeg: uma ilustração, mas sem explicação
• Formigas numa bola" analogia para explicar a expansão do Universo (http://www.ucolick.org/~mountain/
AAA/030209.html#expansion). em "Pergunta como um Astrónomo" (o astrónomo que proporciona esta
explicação não está especificado).
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Fontes e Editores da Página
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Expansão métrica do espaço Fonte: http://pt.wikipedia.org/w/index.php?oldid=18878390 Contribuidores: Alexg, Carlos28, Cesariouspin, CommonsDelinker, Ebalter, Leonardo.stabile,
Maurício I, Mschlindwein, Quiumen, 29 edições anónimas
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