Do Big-bang
à Terra
R. BoczkoIAG-USP
04
06
09
Uma pedrinha qualquer!
Formação da Terra
Cosmologia (formação do Universo)
Evolução estelar
Cosmogonia (formação do Sistema Solar)
Universo
Terra
Sol
Cosmologia
É o estudo do Universo como um todo.
Universo é tudo que:
Nos influenciou no passado
Nos influencia no presente
Nos influenciará no futuro
“Representação” do
Universo!
Nosso
Universo
Além do Universo...
Universo ??Isso não
existe!
Como explicar a
origem e a evolução
do Universo a partir
dos conhecimentos
existentes?
Big Bang
Big-bang
Ocorreu?
Como evoluiu?
Como será o futuro?
Pré-big-bang (!?!) Pós-big-bang
Existia?
Havia matéria?
Havia energia?
Como era? Óvulo
primordial
Qual a possível
causa do big-bang?
Diferença entre Matéria e
Anti-matéria
n0
p+
e-
(Koyno-)Matéria Anti-matéria
n0
p-
e+
Interconversão entre
matéria e energia
m
a
E
E = (m+a).c2
Factível em
laboratório
atualmente
Ainda não foi possível obter em laboratório
Tocar matéria com antimatéria
E E
m
a
Comprimir
Explicação para o Big Bang
Koino-matéria
Anti-matéria
Luz
Tempo
Raio
do
Un
ive
rso
Presente
m + a E E = (m+a) c2
Futuro
Evolução até estrela
Instantes iniciais
do UniversoUniverso
primordial
Big-bangUniverso
(H2 e He)
Formação de galáxias
por fragmentaçãoUniverso
GaláxiasGaláxia de Andrômeda
Contração
gravitacional de
uma nebulosa
Gás
Hidrogênio
Nascimento de
uma estrela
Início das
reações de
Fusão Nuclear
Nasceu a estrela !
Nebulosa
inicial
É um corpo gasoso
no interior do qual
ocorrem reações de
fusão nuclear formando
elementos mais pesados.
O que é uma
estrela?
Berçário
de
estrelas
Aglomerado Jovem( NGC 3293 )
Porque a estrela
não colapsa?
?
Pressão Térmica
Ar
frio
Balão com
mecha apagada
Devido à temperatura,
existe a pressão térmica.
Mecha acesa
(Des)equilíbrio
Estático
PT < PG
Contração
PT = PG
Equlíbrio
PT > PG
Expansão
PT = Pressão Térmica
PG = Pressão Gravitacional
Temperatura e cor de
uma estrela?
Temperatura e cor superficiais
de uma estrela
60.000 K
30.000 K
9.500 K
7.200 K
6.000 K
5.250 K
3.850 KFria
Quente
Sol
Como se formou
o Sol e o
Sistema Solar ?( Cosmogonia )
Contração da
Nebulosa Solar
Gás
Achatamento da
nebulosa
v
FGrav.
FCentríf.
FGrav.
FGrav.
FGrav.
FCentríf.
Formação do
Sol e dos
Planetas
Formação do Sistema Solar
Planeta é
sub-produto
da formação
estelar.
E a Lua, como
se formou?
• Irmã da Terra
• Filha da Terra
• Namorada da Terra
• Irmã Siamesa da Terra
Lua: Irmã da Terra
(co-formação)
Terra
Lua:
Filha da Terra
(centrifugação)
Terra
Lua
'Terlua'
Lua: Namorada da Terra
(captura gravitacional)
Terra
Lua
Lua
Lua e Terra:
Irmãs siamesas separadas
(choque catastrófico)
'Terlua'
Asteróide (?)
Terra
Lua
Choque do cometa
Shoemaker-Levy 9 com Júpiter
1994
jul
Resultado dos impactos
do Shoemaker-Levy 9
em Júpiter, em 1994
Limpando o
Sistema Solar
Sistema
Planetário
“Sujo”
Vento Solar
Radiação (luz)
Radiação (calor)
Sol
Elétrons
Prótons
Partículas Alfa
(núcleos de Hélio)
Perda de massa pelo vento solar = 1 milhão de ton por segundo
Vento Solar
Varrendo
as imediações
do Sol.
Origem dos
Cometas
100 bilhões
de cometas
T
P
100 000 ua
Distância
entre Sol e Terra:
1 Unidade Astronômica
Nuvem
de Oort
1
ua
Cometa
West
Estrutura de um cometa
Rocha
recoberta
com gelo
de água e
de CO2
Cauda
gerada pelo
Vento Solar e
pela radiação
Calor
Cabeleira
de gás e poeira
Sol
Núcleo do
cometa Halley
~12 x 8 km
Como se formou e
evoluiu a Terra ?
Sol e Planetas do
Sistema Solar
Em ordem de distância e em escala de tamanho
Mer
Vên Mar
Ter
Júp
Sat
Ura Net
Plu
Planetas
telúricos Planetas gasosos ou jovianos
S
o
l
Distribuição inicial dos
elementos químicos do
Sistema Solar
Elementos pesados
Elementos leves
Nebulosa
Solar
Redistribuição dos elementos
químicos do Sistema Solar
Antes da formação dos planetas
Depois da formação dos planetas
Redistribuição dos
elementos antes da
formação dos
planetas
Redistribuição
Formação dos planetas
Tempo
Redistribuição dos elementos
dependendo de seus pesos
atômicos
Elementos pesadosElementos levesPartículas de luz (fótons)
Atrito hidrodinâmico
Turbulência
+
Concentração
Redistribuição dos
elementos depois
da formação dos
planetas
Redistribuição
Formação dos planetas
Tempo
Sublimação de gelos
e evaporação de
materiais leves
Rochas, gelos
e elementos
leves
Rochas, gelos
e elementos
leves
Limpeza de gelos e
materiais leves
Mantém gelos
e elementos
levesPerde gelos
e elementos leves
Rochas, gelos
e elementos
leves
Formação
da Terra
As 4 forças da natureza
m m’
GRAVITACIONAL: ocorre entre dois corpos com massas
FF
q q’
ELETROMAGNÉTICA: associada com cargas elétricas/fótons
FF
FORTE: (intranuclear) mantém o núcleo atômico agregado
Núcleo
Atômico
Próton
Nêutron
FRACA: (decaimento beta) permite a radiatividade beta
Elétron
n = p e
Átomos, moléculas, grãos,
planetesimais
+
Átomos Molécula
+
Estrutura
cristalina
ou amorfa
+
Grão
+
Planetesimal
Formação da
Terra
Agregação de
Planetesimais
“Bebê” Terra:
meio pastosa e
muito quente
“Feto”
Terra
Região
interna
pastosa
e quente
Crosta
sólida e
mais fria
“Criança” Terra
R.F. Moulton
T.C. Chamberlin
C.F. Weizsäcker
Água e
atmosfera da
Terra
Molhando a Terra...
Planetesimal
(ou cometa)
de geloFormando
os maresEvaporação
total
Gelo
Criando a atmosfera da Terra
Erupção
vulcânica
Liberou gases
presos nos
materiais do
interior da Terra
Atmosfera Atmosfera
sem oxigênio
Uso do oxigênio livre
Atmosfera
O2 + 2 Fe 2 FeO
Só quando todo o Ferro livre na
crosta terrestre foi oxidado é que
começou a haver Oxigênio livre na
atmosfera
Resultado de
erupções vulcânicas
Componente original
da crosta terrestre
Componente atual da
crosta terrestre
CO2
O2
Fe
Empobrecimento de CO2 na
atmosfera
CO2 + CaSiO3 SiO2 + CaCO3
Dióxido de
carbono
Silicato de
cálcio(tipo de rocha)
Carbonato de
cálcio(mármore)
Quartzo(areia)
Processos para o enriquecimento
de O2 na atmosfera
Atmosfera
e,
2_ Predominantemente,
por fotossíntese.
1_ Desintegração de moléculas
de água, por UV,
entre 100 e 200 km de altura
UV
2 H2O + UV 2 H2 + O2
H2
O2
Fotossíntese
Luz
CO2 O2
Ág
ua
Sais
min
era
is
Glu
cíd
ios
Lip
ídio
s
Mo
lécu
las a
zo
tad
as
Algas e
plantas primitivas
Voltemos à
evolução do Sol
PlêiadesEstrelas Jovens
SolEstrela madura
Proto-
estrela
FetoAdoles-
cênciaVelhiceVida adulta
Idade do Sol :
4,52 Bilhões de anos
Hoje
E ... qual será o
futuro do Sol ?
Peso
Leve
Evolução para Gigante
Vermelha
Região de
fusão nuclear
A Gigante Vermelha Sol
R=750.000 km
d = 150.000.000 km
Terra
Hoje
d 150.000.000 km
Num futuro muito distante
( 4,5 bilhões de anos )
Evolução para Nebulosa
Planetária e Anã Branca
Gigante
vermelha
Nebulosa
Planetária
Visão de uma
Nebulosa Planetária
Anã
Branca
Todas as estrelas
evoluem como o Sol ?
Não!
Classificação mássica das
estrelas
Massas
solares(aproximadas)
0,08 4 8
Peso
Leve
0
Peso
MédioPeso
Pesado
Peso
Pena
Planeta
(anã-marron)
Evolução de uma
estrela peso médioPeso
Médio
Evolução de
estrelaspeso
médio
Nuvem
Inicial
H → He + g
Fe + g→ ?
C → O + g
Estrela de
nêutrons
He → C + g
Si → Fe + g
O → Si + g
HHeC
Si
Fe
O
n
Prótons + Elétrons Nêutrons
Estrutura
inicial de uma
estrela de
nêutrons
HHeC
Si
Fe
O
n
Estrela de
nêutronsPrótons + Elétrons Nêutrons
Raio dezenas de km
Densidade bilhões de ton/cm3
Morte violenta
de uma estrela
Estrela Supernova
He C O Si
Fe
... Cu Ag Pt
Au Pb U ...
Elementos
mais
pesados
Carbono
Explosão
catastrófica
Morte de estrelas
Antes Depois
Galáxia
parecida com a
Nossa Galáxia
Supernova 1987A
( Grande Nuvem de Magalhães )
Remanescente de Supernova
Nebulosa do Caranguejo( Constelação do Touro )
Visão atual da
supernova vista
pelos chineses
em 1054
Evolução de uma
estrela peso pesadoPeso
Pesado
Evolução de uma estrela
peso pesado
Proto
estrelaSuper
gigante
vermelha
Pressão Gravitacional > Pressão Térmica
Reação
de fusão
nuclear
?Colapso
gravitacional
Buraco Negro
Buraco Negro
Resumo da
evolução estelar
Evolução de uma estrela segundo sua massa
Peso
Leve
Peso
Médio
Peso
Pesado
Nebulosa
Gigante
Vermelha
Super
Gigante
Vermelha
Super
Gigante
Vermelha
Super
Gigante
Azul
Nebulosa
Planetária
Anã
Branca
Massa
Marron
Estrela
de
NêutronsMassa
Marron
Estrela
Supernova
Nebulosa
Buraco
Negro
?
Peso
Pena
Massa
Marron
Uma dúvida...
Big-bang
Universo
(H2 e He)
O Sol e nós!Formação
de estrelas na
Nossa Galáxia
Sol
Nós
Terra
Se o Sol é uma estrela
peso leve, sem poder
gerar Ferro, por exemplo,
então
como surgiram os
elementos pesados do
Sistema solar?
Sol: uma estrela de segunda mão
H
H
Nebulosa
solar
Nebulosa
vizinha
H
Estrela
Supergigante
H
Supernova
He C O Si Fe
... Cu Ag Pt Au Pb U ...
Estrela
remanescente
?
Ser Humano
Matéria prima:
Hidrogênio
Pedaços de estrelas que
explodiram!
Nebulosa
enriquecida
Reciclagem
de estrelas
Nebulosa
primordial
Peso
Médio Super
Gigante
Vermelha
Super
Gigante
Azul
Estrela
Supernova
Super
Gigante
Azul
Reações
de fusão
nuclear
Sistema Solar
Respeito às rochas!
FimR. Boczko
IAG-USP
Recommended
