A ARQUITECTURA DO UNIVERSO. Nascimento e Estrutura do Universo

A ARQUITECTURA DO UNIVERSO

Nascimento e Estrutura do Universo

O Universo é tudo o que existe, existiu ou existirá!

O Universo está organizado!

Universo Galáxias Espaço Intergaláctico Estrelas Sistemas planetários Restos de estrelas Poeiras interestelares Nebulosas Superenxames Enxame Grupo Local Via Láctea Sol Sistema Solar Estrelas de neutrões Buracos negros Anãs brancas castanhas negras

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.

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

- 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

absolutas

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 - T (K) ≠ T (ºC) - ∆ T (K) = ∆ T (ºC) - ∆ T = 1 K = 1 ºC - 0 ºC = 273 K - T (K) = T (ºC) + 273 - ∆ T = 1 ºC = 1,8 ºF - ∆ T (ºF) = 1,8 x ∆ T (ºC) - T (ºF) = 32 + 1,8 x T (ºC) 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

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 = 3,09 x 1016 m

Tabela de conversões de distâncias astronómicas unidade

astronómica (UA) 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

A Origem 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

Representação simbólica X

A

Z 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: H1

1 - hidrogénio ; He24 - hélio-4 ; Li37 - lítio-7

Atenção que nem todos os átomos do mesmo elemento químico podem ser iguais. Lembremo-nos dos isótopos.

Exemplos: H1

1 - hidrogénio ; H12 - deutério ; H13 - trítio

Partículas neutrão - n1 0 electrão - e0 1 − positrão - e0 1

+ , é a antipartícula do electrão, dado que tem massa igual à do electrão mas carga eléctrica simétrica

protão - p1

1 ou H11 , dado que um protão é um núcleo de hidrogénio antiprotão - p1

1

− , 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: energia e He H→ + ₊0 + 1 4 2 1 1 2 4 Energia = 6,43 x 1011 J/g de He produzido!

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. energia n Xe Sr n U+ → + + 1 + 0 143 54 90 38 1 0 235 92 3

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.

Aos t = 3 min e a T = 108 K começa a nucleossíntese primordial, isto é, dá-se a génese dos primeiros núcleos atómicos.

γ + + → + H H ₊ e H 0 1 2 1 1 1 1 1 - síntese do deutério n He H H 1 0 3 2 2 1 2 1 + → + ou 12H+11H→23He+γ - síntese do hélio-3 n He H H p H H H 1 0 4 2 2 1 3 1 1 1 3 1 2 1 2 1 + → + + → + ou H He H He p H n He 1 1 4 2 2 1 3 2 1 1 3 1 1 0 3 2 + → + + → + - síntese do hélio-4 γ + → + He Li H 7 3 4 2 3 1 ou H Li n Be e Li Be Be He He 1 1 7 3 1 0 7 4 0 1 7 3 7 4 7 4 4 2 3 2 * * * + → + + → + → + + γ - síntese do lítio-7

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 Li6

3 , Be49 , B105 e B115 .

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.

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.

energia C He→12 + 6 4 2 3 E = 6,42 x 1010 J/g de carbono produzido

energia O He C+ →16 + 8 4 2 12 6 E = 7,8 x 10 10 _{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

- 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”

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