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A Origem Do Universo Unidade 1

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ESCOLA EB 2,3/S OCTVIO DUARTE FERREIRA FSICA E QUMICA A 10 Ano Unidade um- Das estrelas aos tomos A ORIGEM DO UNIVERSO O BIG BANG A imagem que ns , aqui na Terra, temos actualmente do Universo imenso, povoado de galxias e com muito , muito espao vazio s foi possvel graas evoluo cientfica e tecnolgica da humanidade. A evoluo tecnolgica permitiu tambm que Edwin Hublle dispusesse, em 1929, de telescpios e outros instrumentos suficientemente potentes para observar que as galxias se estavam a afastar de ns e tambm umas das outras. O afastamento era tanto mais rpido quanto mais longe da Terra se encontravam as galxias. Estas observaes levaram a pensar que o Universo tem estado , e continua a estar , em expanso , pelo que se pudssemos recuar no tempo ( como se vssemos um filme ao contrrio) veramos as galxias cada vez mais prximas, a densidade do Universo seria cada vez maior e a temperatura tambm. Cerca de vinte anos mais tarde foi proposto por George Gamow uma teoria para a origem do Universo que permitiu explicar a sua a actual expanso, a Teoria do BigBang. De acordo com esta teoria, o Universo surgiu a partir de um ponto extraordinariamente denso e quente aps uma enorme exploso, iniciando-se( inicio) a contagem do tempo Universal e do nascimento do espao. A existncia do Big-Bang actualmente a melhor aceite pela comunidade cientfica. PROVAS DA EXISTNCIA DO BIG-BANG A expanso actual do Universo uma prova da existncia do Big-bang. Como tem sido possvel observar desde 1929, as galxias se vm afastando sucessivamente umas das outras, sendo o Universo cada vez menos denso, no futuro a distncia entre as mesmas galxias ser ainda maior e a densidade do Universo menor. Esta expanso ficou provada quando se verificou que, com o tempo as riscas espectrais dos sistemas extragalcticos se foram desviando para o vermelho, o que significa que os sistemas estelares esto a afastar-se de ns tanto mais rapidamente quanto maior a distncia a que se encontram. Radiao csmica de fundo , na regio espectral das microondas outra prova da existncia do Big-bang. Desde 1964 tem sido possvel observar da Terra, com radiotelescpios, a radiao de micooondas que igual qualquer que seja a direco segundo a qual se efectua a observao( no sendo proveniente, portanto, de nenhuma estrela ou galxia) . Trata-se da energia libertada quando os electres que vagueavam no espao se juntaram aos ncleos e deram origem aos primeiros tomos. A radiao deixou de interagir com a matria passando a poder propagar-se livremente. data da formao dos primeiros tomos correspondia a radiao extraordinariamente energtica, radiao ( gama), que devido expanso do Universo se foi distribuindo por um espao cada vez maior, enfraquecendo e 2010/2011

chegando aos nossos dias como muito menos energtica radiao micoondasdesignada por radiao de fundo ou radiao fssil( que ficou da formao dos primeiros tomos). A radiao de fundo foi descoberta acidentalmente ,em1965, quando Arno Penzias e Robert Wilson tentavam resolver o problema do rudo de fundo num satlite de comunicaes. A abundncia dos elementos qumicos leves no Universo As abundncias, observadas por mtodos cada vez mais precisos, nomeadamente no que diz respeito aos elementos mais leves, esto de acordo com os valores calculados a partir da teoria do Big Bang. LIMITAES DA TEORIA DO BIG-BANG As limitaes da teoria do Big-bang resultam do facto de no ser possvel conhecer o comportamento da matria e da energia a temperaturas to elevadas como as que existiram logo aps o Big-Bang, T 1015 K Hoje j possvel saber como a matria se comporta a temperaturas da ordem de 10 12 K que se conseguem nos aceleradores de partculas. Verifica-se que protes e neutres no conseguem existir a essa temperatura, desdobrando-se nos quarks que os constituem. Esta temperatura corresponde idade do Universo de 10-6 s. No entanto ainda no se consegue atingir em laboratrio, temperaturas superiores a este valor, pelo que no possvel responder a vrias questes: Como e porqu ocorreu o Big-Bang? O que havia antes do Big bang? Qual o destino do Universo? Todas estas questes, ainda sem resposta esto na base de argumentao de todos os astrofsicos que no concordam com a teoria do Big bang, embora todos admitam que o Universo est em expanso. Existem 3 modelos diferentes que tentam descrever a expanso do Universo ( aberto, plano ou fechado), todos eles baseados na relao que existe entre a fora gravitacional e a velocidade qual o Universo se expande. No modelo do Universo Aberto prev-se que a fora gravitacional entre galxias no seja suficiente para travar a expanso, pelo que o Universo se ir expandir para sempre, com galxias a afastarem-se umas das outras, continuamente. No modelo do Universo Plano tambm se prev uma expanso permanente, mas a taxa de expanso tender para zero ao longo do tempo. No modelo do Universo Fechado admite-se que a certa altura a fora gravitacional entre as galxias se ir sobrepor expanso. Nesse momento o Universo comear a contrair-se, at se atingir o Big- Crunch . Seguir-se- um novo Big-Bang e assim, sucessivamente.

A ORIGEM DOS ELEMENTOS QUMICOS A partir da exploso inicial, ocorrida h 15 mil milhes de anos, o Universo, muito denso muito quente e de reduzidas dimenses, foi-se expandindo e arrefecendo, criando-se, a partir da energia, a primeira matria e depois as estruturas que hoje o constituem. A evoluo do Universo surgiu na sequncia de reaces nucleares entre as partculas fundamentais do meio csmico, cujo efeito mais importante foi a formao dos elementos qumicos. Processos de formao dos elementos qumicos Nucleossntese primordial -Nucleosstese durante Big-Bang Nucleossntese estelar nucleossntese durante a evoluo estelar Nucleossntese interestelar- nucleossntese no meio interestelar NUCLEOSSNTESE PRIMORDIAL De acordo com a teoria do Big-Bang, o Universo surgiu de um estado de grande compresso e de temperatura e densidade muito elevadas. Uma vez surgido, o Universo entrou em expanso. medida que a expanso prosseguiu a temperatura foi sempre diminuindo. Os acontecimentos que se seguiram ao Big-Bang, dependeram desse arrefecimento. A partir do milionsimo segundo , 10-6 s, , matria e radiao interconvertiam-se constantemente uma na outra. J existiam partculas elementares , entre elas electres e quarks. A diminuio da temperatura permitiu a juno dos quarks para formar protes e neutres. Trs minutos aps o Big Bang, num universo menos quente , protes e neutres juntaram-se e formaram os primeiros ncleos atmicos, fenmeno designado por nucleossntese primordial. Ncleos de prtio, de deutrio ou hidrognio-2 , o hlio-3, o hlio-4 e ltio-7 formaram-se atravs de reaces nucleares de fuso. O Universo continuou a sua expanso e arrefecimento e, 300 000 anos depois, quando a temperatura desceu a 3000 K, os electres que vagueavam no espao foram atrados pelos ncleos e formaram-se os primeiros tomos. O Universo, que at a era opaco, porque os electres que vagueavam livremente no espao impediam a passagem da radiao, foi-se tornando transparente, de modo que a radiao comeou a propagar-se no Universo.( radiao csmica de fundo). Com um milho de anos de existncia, a temperatura j era muito baixa, permitindo que a atraco gravtica juntasse os tomos em aglomerados cada vez maiores. Nascem as estrelas que formam as galxias. nas estrelas que a temperatura volta a valores elevadssimos e surgem de novo as reaces nucleares.

NUCLEOSSNTESE ESTELAR Nascimento das estrelas medida que o Universo foi expandindo e arrefecendo, os tomos formados pela nucleossntese primordial aglutinaram-se em nuvens de gs. Por aco da fora gravitacional, verificou-se a contraco das nuvens de gs, o que originou as protoestrelas. medida que a matria das proto-estrelas se comprimiu por aco da fora da gravidade, a temperatura aumentou permitindo a ocorrncia de reaces nucleares de fuso do hidrognio , que libertam muito energia, ou seja, nasceu uma estrela. As reaces de fuso do hidrognio com produo de hlio ocorrem no ncleo ou corao da estrela. A durao da fase principal da vida das estrelas depende da sua massa inicial. As estrelas de maior massa queimam mais rapidamente o seu combustvel , o hidrognio, e duram menos tempo. Isto devido ao facto de precisarem de mais energia para provocar maior expanso e, desta forma, contrariar a atraco gravtica que mais intensa. Como produzem mais energia, as estrelas maiores tm maior temperatura e brilham mais. Formao de elementos qumicos durante a vida estvel das estrelas Durante a vida estvel das estrelas ocorrem reaces diferentes das que ocorreram logo aps o Big-Bang.

Morte das estrelas Quando no ncleo das estrelas se esgota o seu combustvel o hidrognio, consumido nas sucessivas reaces de fuso nuclear, inicia-se o seu envelhecimento e finalmente as estrelas morrem. As estrelas de massa inicial inferior do Sol, semelhante do Sol e at 8 vezes superior passam por perturbaes violentas originando sucessivamente gigantes vermelhas, nebulosas planetrias e ans brancas, at se transformarem em resduos sem brilho. A estrelas com massa inicial maior do que 8 vezes a do Sol, passam por perturbaes ainda mais violentas, envelhecem mais rapidamente, transformando-se sucessivamente em supergigantes, supernovas e finalmente estrelas de neutres ou pulsares, se massa inicial da estrela era inferior a 25 vezes superior a do Sol, ou buracos negros , se a massa inicial era maior do que 25 vezes a do Sol.

Formao de elementos qumicos aps a vida estvel das estrelas Nos ncleos das estrelas com massa prxima da do Sol, mas na fase de gigante vermelha no ncleo, o hlio transforma-se em carbono e oxignio. A energia libertada permite que, na zona exterior mais perto do ncleo o hidrognio se transforme em hlio. Nos ncleos das estrelas com massa muito superior do Sol , na fase de supergigante , para alem da formao do carbono e do oxignio, as reaces de fuso nuclear no param quando o hlio se esgota, mas continuam ate produo do ferro. O Carbono origina non e magnsio e