A ARQUITECTURA DO UNIVERSO

A ARQUITECTURA DO UNIVERSO
Nascimento e Estrutura do Universo
Estrutura do Universo
O Universo é tudo o que existe, existiu ou existirá!
Universo
Espaço
Intergaláctico
Superenxames
Estrelas
Sistemas
planetários
Sol
Sistema
Solar
Enxame
Grupo
Local
Galáxias
Via
Láctea
Restos de
estrelas
Anãs
brancas
castanhas
negras
Poeiras
interestelares
Nebulosas
Estrelas
de
neutrões
Buracos
negros
O Universo está organizado!
Página 1 de 13
Posição da Terra no Universo
-
Modelo Geocêntrico ( Cláudio Ptolomeu )
-
Modelo Heliocêntrico ( Nicolau Copérnico )
-
Modelo actual
-
3º planeta a contar do sol ( o nosso Sol é uma anã amarela ) de um
sistema planetário a que chamamos Sistema Solar
-
situados na periferia de um dos braços espiralados da nossa galáxia, a
Via Láctea
-
distantes 25 000 anos-luz do centro galáctico
-
a nossa galáxia, que possui duas galáxias satélite, as Pequena e
Grande Nuvem de Magalhães, pertence a um grupo de cerca de 30
galáxias, o Grupo Local, que por sua vez pertence a um enxame
galáctico, inserido num superenxame
Expansão do Universo
-
As observações astronómicas confirmam a Teoria da Relatividade de
Einstein.
-
O Universo está em expansão, isto é, está a dilatar-se.
-
As galáxias, na sua grande maioria, afastam-se umas das outras.
-
No espectro da radiação captada existe um desvio para o vermelho
“redshift”.
-
Quanto mais distantes estão as galáxias umas das outras, mais
depressa se afastam.
Origem do Universo – Teoria do Big Bang
Se o Universo se encontra em expansão, as galáxias irão ficar mais
distanciadas umas das outras, o que implica que haverá mais espaço vazio
entre elas e a densidade do Universo, e a sua temperatura, será cada vez
menor.
Se recuarmos no tempo, veríamos as galáxias cada vez mais próximas, a
densidade do Universo seria cada vez maior, bem como a sua temperatura,
acabando por se chegar a um estado primordial de enorme densidade e
temperatura, a partir do qual o Universo terá entrado em expansão explosiva.
Página 2 de 13
Nesse estado primordial, a que os cientistas chamaram Big Bang, iniciou-se a
contagem do tempo universal e nasceu o espaço. ( O Big Bang terá ocorrido há
cerca de quinze mil milhões de anos, isto é, 1,5 x 1010 anos ).
Provas que favorecem o Big Bang
-
expansão do Universo
-
radiação cósmica de microondas
-
o espaço criado pelo Big Bang encheu-se de radiação altamente
energética
-
com a expansão do Universo, essa radiação foi-se tornando muito
menos energética, com a diminuição da temperatura do Universo, e
chegou até nós como radiação de microondas
-
abundância de elementos químicos leves no Universo
Limitações da Teoria do Big Bang; Outras Teorias
Porque ocorreu o Big Bang?
Como ocorreu?
O que havia, se é que havia, antes do Big Bang?
Qual o destino do Universo?
Todas estas questões, sem resposta, estão na base da argumentação de todos
os astrofísicos quando tentam interpretar o Universo.
Todos eles admitem que o Universo está em expansão, mas propõem
diferentes teorias para explicar o fenómeno.
-
-
-
Teoria da Expansão Permanente
-
O espaço aumentará permanentemente
-
O Universo expandir-se-à para sempre
Teoria do Universo Oscilante ou Pulsátil
-
Fase de expansão do Universo: o espaço aumenta
-
Fase de contracção do Universo: o espaço diminui
Teoria do Estado Estacionário
-
Rejeita o Big Bang
Página 3 de 13
-
Defende que a expansão do Universo existe porque se cria
constantemente nova matéria
-
Formam-se novas galáxias nos intervalos, quando estas se afastam, a
partir de nova matéria em formação contínua
Escalas de temperatura, tempo e comprimento
Grandeza
símbolo
Unidade SI
símbolo
Temperatura
T
kelvin
K
Tempo
t
segundo
s
Comprimento
d
metro
m
Temperatura
Escala Kelvin ou escala
das temperaturas
Escala Celsius
Escala Fahrenheit
T (K)
T (ºC)
T (ºF)
0 K ( zero absoluto )
-273 ºC
-460 ºF
273 K
0 ºC
32 ºF
373 K
100 ºC
212 ºF
absolutas
-
T (K) ≠ T (ºC)
-
∆ T = 1 ºC = 1,8 ºF
-
∆ T (K) = ∆ T (ºC)
-
∆ T (ºF) = 1,8 x ∆ T (ºC)
-
∆ T = 1 K = 1 ºC
-
T (ºF) = 32 + 1,8 x T (ºC)
-
0 ºC = 273 K
-
T (K) = T (ºC) + 273
Tempo
A grandeza tempo, em Astronomia, é normalmente expressa em anos.
-
o Sol nasceu há cerca de 4,5 x 109 anos
-
o Sistema Solar demora cerca de 2,50 x 108 anos a completar uma volta em
torno do centro da Via Láctea ( ano galáctico )
-
a luz da estrela mais próxima do Sol ( próxima Centauro ) demora cerca de
4,23 anos a chegar até nós
Página 4 de 13
Comprimento
Alguns múltiplos do metro
Alguns submúltiplos do metro
Decâmetro (dam) 1 dam = 1 x 101 m
Decímetro (dm)
1 dm = 1 x 10-1 m
Hectómetro (hm)
1 hm = 1 x 102 m
Centímetro (cm)
1 cm = 1 x 10-2 m
Kilómetro (km)
1 km = 1 x 103 m
Milímetro (mm)
1 mm = 1 x 10-3 m
Micrómetro (µm) 1 µm = 1 x 10-6 m
Nanómetro (nm) 1 nm = 1 x 10-9 m
Angstrom (A)
1 A = 1 x 10-10 m
Picómetro (pm)
1 pm = 1 x 10-12 m
Para exprimir distâncias ou comprimentos vulgares usamos a unidade SI ou os
seus múltiplos e submúltiplos.
Mas as distâncias no Cosmos são tão grandes que não faz muito sentido
usarmos as unidades habituais.
-
a distância da Terra ao Sol é de cerca de 1,50 x 108 km
-
a distância do Sistema Solar à estrela mais próxima ( próxima Centauro ) é
de cerca de 4,30 x 1016 km
Para medir distâncias no Sistema Solar utiliza-se outra unidade de medida– a
Unidade Astronómica ( UA ), que se define como a distância média da Terra
em relação ao Sol.
1 UA = 1,50 x 108 km = 1,50 x 1011 m
Para
medir
as
distâncias
entre
as
estrelas,
que
são
distâncias
incomensuravelmente maiores que as dimensões do Sistema Solar, recorre-se
a unidades ainda mais convenientes – o ano-luz ( a.l. ) e o parsec ( pc ).
-
-
1 ano-luz é a distância que a luz percorre num ano
-
a luz viaja à velocidade de 3,0 x 108 m s-1
-
um ano tem 365,25 x 24 x 3600 segundos
-
1 a.l. = 3,0 x 108 x 365,25 x 24 x 3600 = 9,47 x 1015 m = 9,47 x 1012 km
1 parsec equivale a 3,26 anos-luz
-
1 pc = 3,26 x 9,47 x 1015 m
Página 5 de 13
-
1 pc = 3,09 x 1016 m
Tabela de conversões de distâncias astronómicas
unidade
ano-luz (a.l.)
parsec (pc)
metro (m)
1,00
1,60 x 10-5
4,90 x 10-6
1,50 x 1011
6,31 x 104
1,00
0,31
9,47 x 1015
2,06 x 105
3,26
1,00
3,09 x 1016
astronómica (UA)
A Origem dos Elementos Químicos
Reacções nucleares – génese dos elementos químicos
As estrelas não são eternas; nascem, evoluem e morrem. Todos os elementos
químicos existentes no Universo, e consequentemente na Terra, e em nós,
foram gerados no interior das estrelas, através de reacções nucleares, na
matéria que as formou ou na matéria que delas resulta.
Reacção química
-
os núcleos dos átomos não são alterados
-
os elementos químicos do sistema reaccional mantêm-se
-
apenas alteração das unidades estruturais do sistema reaccional
Reacção nuclear
-
os núcleos dos átomos são alterados
-
transformação de elementos químicos noutros diferentes
-
a energia posta em jogo tem uma ordem de grandeza que pode ser milhões
de vezes superior à que é posta em jogo nas reacções químicas
A escrita das equações correspondentes às reacções nucleares deve mostrar:
-
a observância da lei da conservação do número de nucleões – a soma
dos números de massa deve ser igual nos dois membros da equação
-
a conservação da carga total – a soma dos números atómicos deve ser
igual nos dois membros da equação
Página 6 de 13
Representação simbólica
A
Z
X significa que o elemento químico X tem um número atómico Z , isto é, o
número de protões, e que este átomo deste elemento químico tem um número
de massa A , isto é, a soma do número de protões com o número de neutrões,
ou seja, o número total de nucleões.
Exemplos: 11 H - hidrogénio ; 24 He - hélio-4 ; 37 Li - lítio-7
Atenção que nem todos os átomos do mesmo elemento químico podem ser
iguais. Lembremo-nos dos isótopos.
Exemplos: 11 H - hidrogénio ; 12 H - deutério ; 13 H - trítio
Partículas
neutrão - 01 n
electrão positrão -
0
−1
e
0
+1
e , é a antipartícula do electrão, dado que tem massa igual à do
electrão mas carga eléctrica simétrica
protão - 11 p ou 11 H , dado que um protão é um núcleo de hidrogénio
antiprotão -
1
−1
p , é a antipartícula do protão, dado que tem massa igual à do
protão mas carga eléctrica simétrica
neutrino - ν , partícula sem massa e sem carga
fotão - γ , corpúsculo de luz
As reacções nucleares podem ser de dois tipos:
-
fusão nuclear – consistem na junção de dois núcleos pequenos com
obtenção de um núcleo maior, de menor massa que o conjunto dos núcleos
iniciais
-
libertam-se quantidades colossais de energia
Reacção de formação do hélio-4 a partir do hidrogénio
Esta reacção dá-se no coração das estrelas e a equação global pode
representar-se por:
411H → 24 He + 2 +10 e + energia
Energia = 6,43 x 1011 J/g de He produzido!
Página 7 de 13
Estas reacções exigem inicialmente uma grande quantidade de energia,
para que os núcleos se possam unir, vencendo as repulsões eléctricas
entre eles, só se iniciando, portanto, a temperaturas muito elevadas, sendo
por isso designadas reacções termonucleares.
Nas estrelas, as temperaturas muitíssimo elevadas do seu interior permitem
as reacções de fusão nuclear ( TSol ≈ 1,5 x 109 K ).
-
fissão nuclear ou cisão nuclear – consistem na divisão, cisão, de um
núcleo grande, instável, em dois núcleos mais pequenos, e mais estáveis
-
apreciável diminuição de massa
-
correspondente libertação de grande quantidade de energia
Reacção de fissão do urânio-235, quando bombardeado com neutrões
Esta reacção dá-se nas centrais nucleares e serviu de base à bomba
atómica.
90
1
U + 01n→ 38
Sr + 143
54 Xe +3 0 n + energia
235
92
E = 1,86 x 1013 J por cada 235 g de urânio-235 consumido!
Nucleossíntese primordial
De acordo com a Teoria do Big Bang, o Universo surgiu de um estado de
grande
compressão
e
de
temperatura
e
densidade
muito
elevadas
(praticamente infinitas).
O Universo entrou em expansão, muito rápida inicialmente e mais lenta
posteriormente.
Com a expansão diminuiu a temperatura.
Big Bang : Expansão → Arrefecimento
Aos t = 10-5 s e a T = 1013 K forma-se o “caldo inicial”, isto é, matéria e
radiação, as duas formas de energia do Universo, se interconvertem
constantemente uma na outra.
Página 8 de 13
Aos t = 3 min e a T = 108 K começa a nucleossíntese primordial, isto é, dá-se a
génese dos primeiros núcleos atómicos.
1
1
H + 11H →12 H + +10 e + γ - síntese do deutério
2
1
H + 12H → 23 He+ 01n ou 12 H + 11H → 23 He + γ - síntese do hélio-3
2
1
H + 12H →13 H + 11p
3
1
H + 12H → 24 He+ 01n
3
1
ou
H + 24He→ 37 Li + γ ou
3
2
He+ 01n→13 H + 11p
3
2
He+ 12H → 24 He+ 11H
3
2
He+ 24He→ 47 Be * +γ
7
4
Be*→ 37 Li + +10 e
7
4
Be *+ n→ Li + H
1
0
7
3
- síntese do hélio-4
- síntese do lítio-7
1
1
A nucleossíntese primordial pára aqui, pois os nuclidos de número de massa 5
e 8 formados pela colisão destes núcleos com protões ou neutrões,
desintegram-se facilmente porque são instáveis.
No entanto confirmou-se o papel da radiação cósmica na síntese de alguns
núcleos leves, pois o espaço é percorrido por protões de alta velocidade
(radiação cósmica) que ao colidirem com outros núcleos, como os de carbono
ou oxigénio, levam à formação de 36 Li , 49 Be ,
10
5
B e
11
5
B.
Todos os restantes nuclidos de número de massa superior a 11 são produzidos
nas estrelas – nucleossíntese estelar.
Aos t = 300 000 anos e a T = 3000 K começa a génese dos primeiros átomos,
pois deixam de existir electrões livres, uma vez que estes se ligam aos núcleos,
formando átomos de hidrogénio-1, deutério, hélio-3, hélio-4 e lítio-7.
A esta temperatura, a radiação deixa de ser absorvida pelas partículas
existentes, começando a propagar-se, “enfraquecendo” devido à expansão.
É essa radiação que nos chega actualmente sob a forma de radiação cósmica
de microondas, detectada pela primeira vez em 1964 por Arno Penzias e
Robert Wilson, e prevista por George Gamow.
Com a expansão do Universo, o comprimento de onda dessa radiação foi
aumentando, diminuindo a sua frequência e a sua energia, diminuindo,
consequentemente, a sua temperatura, medida em 2,725 K.
Página 9 de 13
Nucleossíntese estelar
Com a expansão do Universo os átomos formados pela nucleossíntese
primordial aglutinaram-se em nuvens de gás.
Por volta de t = 2 x 109 anos e a T entre 6 e 14 k começa a génese das
primeiras estrelas e galáxias.
Por acção da força gravitacional, as nuvens de gás contraíram-se formando as
protoestrelas.
A matéria das protoestrelas continua a contrair-se, devido à gravidade,
provocando aquecimento e, quando a temperatura no seu interior atinge os 10
a 15 milhões de graus kelvin, inicia-se a fusão nuclear do hidrogénio em hélio-4
e a estrela começa a brilhar.
As quantidades de energia libertadas intensificam a agitação das partículas,
originando forças de pressão que tendem a expandir a matéria estelar, o que
contraria a gravidade que tende a comprimi-la. Este é o equilíbrio no qual a
estrela se mantém durante a maior parte da sua vida – fase principal da vida da
estrela.
A duração desta fase depende da massa inicial da estrela. As estrelas mais
maciças queimam mais rapidamente o hidrogénio porque necessitam de maior
quantidade de energia para equilibrar a contracção gravitacional, sendo, por
isso, mais elevada a sua temperatura.
Quando todo o hidrogénio se transforma em hélio, as forças que contrariam a
força da gravidade deixam de existir, o que implica a contracção do núcleo da
estrela.
Esta contracção reaquece o núcleo da estrela, aumentando a temperatura
duma forma tal que é suficiente para permitir novas reacções de fusão.
3 24 He→126 C + energia
E = 6,42 x 1010 J/g de carbono produzido
Página 10 de 13
12
6
C + 24He→168 O + energia
E = 7,8 x 1010 J/g de oxigénio produzido
Ocorre a expansão da camada exterior da estrela, onde não ocorre fusão, rica
em hidrogénio, diminuindo a temperatura da parte mais superficial da estrela,
que assume uma cor avermelhada, estrela gigante vermelha – fase de gigante
vermelha.
-
no núcleo da estrela ocorre a fusão do hélio em carbono e oxigénio
-
na camada fina que envolve o núcleo continua a ocorrer a fusão do
hidrogénio em hélio
-
a camada exterior expande-se, ganhando cor vermelha
A fase seguinte depende da massa inicial da estrela.
Mestrela ≤ 8 M0
-
ejecção de um vento rápido de matéria e energia para o exterior (nova),
formando uma nebulosa planetária
-
estrela anã branca – resíduo estelar de estrelas com massa inicial M ≤ 8 M0
-
contracção do núcleo da estrela, devido à gravidade, com aumento de
temperatura e densidade
-
núcleos e electrões exercem uns sobre os outros forças de pressão
cada vez maiores
-
equilíbrio entre estas forças de pressão e a força da gravidade
-
arrefecimento progressivo até se transformar numa anã castanha e
numa anã negra
Mestrela > 8 M0
-
fusão do carbono em néon e magnésio e do oxigénio em silício e enxofre
-
nova contracção do núcleo da estrela
-
-
fusão do silício e do enxofre em ferro
reacções nucleares nas camadas exteriores
-
expansão das camadas exteriores devido à energia propagada do
interior – fase de estrela supergigante vermelha
-
paragem das reacções nucleares
Página 11 de 13
-
energia libertada no núcleo não é suficiente para provocar a fusão do
ferro
-
colapso rápido do núcleo de ferro da estrela, devido à gravidade
-
libertação de gigantescas quantidades de energia, que aquecem
brutalmente as camadas exteriores, aquecendo-as e empurrando-as
para o espaço, a velocidade elevada (supernova)
-
novas reacções nucleares, no envelope gasoso, em expansão, onde se
produzem os elementos mais pesados, do ferro ao urânio
Mestrela < 25 M0
-
compressão cada vez maior do resíduo estelar, o que leva à desagregação
dos núcleos, por colisão
-
transformação dos protões em neutrões, dando origem a uma estrela de
neutrões ou pulsar
-
equilíbrio entre as forças de pressão dos neutrões e a força da
gravidade
Mestrela > 25 M0
-
o resíduo estelar torna-se ainda mais denso que a estrela de neutrões
-
a força da gravidade é tão elevada que nenhuma força interior consegue
compensar
-
nada escapa, nem mesmo a luz – buraco negro
Nucleossíntese interestelar
-
raios cósmicos, protões e/ou electrões de grande energia cinética,
provenientes de supernovas e outros fenómenos cósmicos, colidem com
elementos existentes no espaço interestelar, dividindo e originando
elementos
leves,
inexistentes
na
nucleossíntese
primordial
e
na
nucleossíntese estelar, o lítio-6, o berílio e o boro, completando a formação
dos elementos químicos
-
“somos feitos de matéria cósmica, somos poeiras de estrelas”
-
“somos irmãos das rochas e primos das estrelas”
Página 12 de 13
Abundâncias relativas dos elementos no Universo
-
o elemento mais abundante no Universo é o hidrogénio, com cerca de 90 %
em número de átomos
-
o hélio é o segundo elemento mais abundante no Universo, com cerca de 8
% em número de átomos
-
seguem-se em abundância, os seguintes elementos: oxigénio, carbono,
néon, azoto, magnésio, silício, ferro e enxofre
-
os elementos mais pesados aparecem em quantidades mínimas, elementos
vestigiais
Página 13 de 13