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A Nucleossíntese Primordial Pelo centésimo segundo, já um universo semelhante ao nosso estava formado, contudo, consistia ainda em nucleões isolados. Foi apenas aos 108K que a energia ambiente desceu o suficiente para que os neutrões e protões pudessem dar origem a núcleos ao se associarem de várias formas. Há que salientar, no entanto, que o número de protões, sendo várias vezes maior do que o de neutrões, fez com que muitos protões se mantivessem isolados para mais tarde darem origem ao hidrogénio, bastante abundante. Para além disso, os núcleos de deutério, hélio-3, hélio-4 e lítio-7 são formados nesta fase.
Recombinação
A Fuga da Luz
Esta radiação tinha uma energia de 1eV e era vermelha, tendo sido a primeira luz emitida no universo em toda a sua extensão simultaneamente. Assim, marca o limite do universo observável, sendo este dependente da velocidade da luz e da idade do universo, que assim se torna calculável.
Após este espalhamento, o universo entra no período de gestação das primeiras estrelas e galáxias...as idades escuras. A Radiação Cósmica de Fundo
Actualmente, esta radiação cujo comprimento de onda já é de 1 mm e tem uma energia associada à temperatura de apenas 3K, fornece informação sobre o universo antes da recombinação, onde pequenas perturbações (ondas sonoras e gravíticas) ocorriam e que foram transmitidas na forma de pequenas variações de comprimento de onda à RCF. Estas ondulações podem permitir concluir a geometria do espaço-tempo Ao serem amplificadas, estas oscilações podem ter disposto a matéria negra existente, não influenciada pela temperatura, tendo criado a base para a acumulação das nuvens de gás em zonas de maior densidade, à semelhança da superfície de bolhas gigantescas, definindo a localização das primeiras protogaláxias, onde tiveram origem às primeiras estrelas e sendo isto possivelmente responsável pela actual distribuição galáctica em filamentos. Actualmente, o mais longe que conseguimos ver é 14600 Ma, pelo que o universo terá tido um início centenas milhares de anos antes.
A Matéria organiza-se Milhares (1000-2500) de milhões de anos depois do big bang e com a temperatura média já nos “gélidos” 20-6 K (-253ºC ) já as condições propícias à formação do Universo como o conhecemos estão criadas.
Nesta altura as primeiras
estrelas começam a formar-se a partir dos gases primordiais e com elas
as primeiras protogaláxias. Pela segunda vez o universo ilumina-se,
ionizando gases, que brilham. Apenas milhares de anos depois, aquando da
morte destas estrelas de massa excepcional, tiveram origem aos primeiros
elementos pesados do universo, possibilitando a formação das primeiras
estrelas de segunda geração, de vida mais longa, e os primeiros buracos
negros. Enquanto isto acontecia, as primeiras protogaláxias, estrelas
rodeadas por grandes discos de acreção que por serem
Uma outra prova de que o big bang ocorreu, é a de que as galáxias (em geral) têm um desvio do espectro das suas estrelas para o vermelho, estando a afastar-se de todas as outras de uma forma que apenas é explicada pela expansão do universo. Desde esta descoberta que se pensou que se o universo estava em expansão, em algum momento teve de se ter confinado num tamanho mínimo, o átomo primitivo.
Aqui está o enxame da virgem a ampliar e distorcendo com a sua gravidade a imagem da mais distante galáxia conhecida, a 13230 Mal. Há 12000 Ma a produção de galáxias atingiu o auge, fixando-se rapidamente o número de galáxias que vemos hoje, as gigantescas nuvens do universo haviam-se concentrado nas “pequenas” galáxias. Existem hoje em dia vários tipos de galáxias, Espirais com dois ou mais braços, barradas ou não, lenticulares e elípticas, cujas diversas formas derivam de sucessivas colisões, as quais perturbam os discos galácticos e fazem as galáxias alternar entre a forma espiral, rica em gás e em estrelas jovens e azuis e a forma elíptica, com pouca quantidade de gás e com muitas estrelas velhas e amareladas. As galáxias lenticulares têm algum gás, pelo que formam estelas, mas a um ritmo muito lento.
As primeiras estrelas O gás com o arrefecimento deixou de ser homogéneo e à medida que arrefecia começou a aglomerar-se em redor dos núcleos de matéria negra, a qual se pensa que pode representar 90% da matéria total do Universo. Assim, pela sua abundância, cria efectivamente “sementes” de estrelas, onde a gravidade faz com que se vá criando um denso de gás que sucessivamente atrai maiores quantidades de gás até que este centro se vai fundindo com outras zonas onde a matéria negra está acumulada, vindo a criar uma protoestrela.
Embora a ideia de matéria escura ainda se encontre em debate, por ter tido origem em discrepâncias entre dados recolhidos (que podem estar a ser adulterados por uma qualquer falha na aplicação das leis da gravidade a grandes distâncias ou pela incapacidade de registar com a tecnologia actual toda a massa prevista nos cálculos), é possível que esta matéria sem interferência com a restante matéria do universo e que apenas é sensível à força da gravidade exista. Um dos pontos a favor é o de que teria sido necessária massa extra para criar os centros de colapso do gás que viriam a dar origem às estrelas. Pode ser responsável pela atracção crescente das galáxias entre si e pela sua forma achatada e forma de rotação.
Depois da formação das galáxias, o “nascimento” de novas estrelas tornou-se comum. Os braços de cada galáxia não são mais do que zonas de maior compressão de gás e destacam-se porque isto desencadeia a aglomeração de gases que permite a formação de estrelas mais novas e brilhantes.
Um núcleo de gás mais denso atrai o restante gás para uma gigantesca nuvem de acreção
A Estrutura A maioria das estrelas têm uma estrutura similar, por camadas: O núcleo, a zona central da estrela, onde a temperatura ultrapassa os 10 milhões de graus Celsius e a pressão atinge, pelo menos, o milhão de atmosferas é onde se dão as reacções de fusão nuclear. Pode ter várias camadas no caso das estrelas com mais massa, onde a fusão nuclear decorre usando núcleos diferentes e progressivamente mais pesados à medida que nos aproximamos do centro. A zona de irradiação é aquela que recebe a radiação gama provinda do núcleo, retardando o seu avanço devido à sua elevada densidade e absorvendo grande parte da sua energia, que re-imite na forma de calor. A zona convectiva é aquela na qual que os gases já têm mobilidade, levando o calor à superfície através de correntes de convecção. A fotosfera é a camada superficial de uma estrela através da qual esta emite a maior parte da sua radiação. A cromosfera, é a zona onde a cor da estrela se define através da emissão de radiação por parte do hidrogénio depois de ionizado.
Devido às condições de temperatura e pressão a que o Hidrogénio no núcleo de uma estrela é sujeito, as características de gás tornam-se irrelevantes, passando este a comportar-se como um metal. Assim, sujeito à pressão e temperatura, os átomos são ionizados, mantendo-se um suplemento contínuo de protões para as reacções nucleares. Os protões são pressionados e dá-se a fusão nuclear. Contudo, visto ambos que têm cargas positivas, os protões repelem-se, mas a força electromagnética é vencida e um dos protões liberta um positrão, tornando-se num neutrão. Formam-se núcleos mais pesados, mas que têm uma massa inferior à da soma dos núcleos que lhe deram origem, transformando-se esta massa em raios gama de energia suficiente para mais que compensar a energia gasta a estabelecer as ligações (Dmc2). Este processo é feito por etapas nas quais podem intervir apenas protões ou núcleos previamente formados. Podem haver também fusões nucleares que criem Hélio com excesso de neutrões, mas este é instável e os neutrões em excesso são prontamente libertados. As Reacções
Desde a fase de protoestrela, este é o processo que mantém uma estrela estável durante a maior parte da sua vida. Contudo, o Hidrogénio é limitado e eventualmente atinge-se uma fase em que a pressão da energia libertada pela estrela não consegue fazer frente à força da gravidade, de modo que a estrela sofre um colapso, fazendo com que no seu núcleo a temperatura aumente, de modo que já há energia para se iniciar um processo semelhante, mas fundindo núcleos de hélio, o que reduz a energia libertada e espalha-a por uma superfície maior, ficando a estrela avermelhada depois desta resposta à força de colapso com uma expansão que lhe dá um volume 100 vezes maior. Pode continuar assim, transformando Hélio em Carbono, Oxigénio assim sucessivamente até ao Ferro, cuja estrutura nuclear já é demasiado complexa para aumentar sem haver absorção de energia. A Vida e duração Sabendo que a coluna de átomos necessária para atingir a pressão de um milhão de atmosferas é sempre a mesma, a “zona activa” de uma estrela será sempre maior quanto maior massa esta tiver. Isto faz com que uma estrela com mais massa a transforme mais rápido, produzido mais energia e tendo um brilho “mais azulado” pelas mais elevadas temperaturas geradas no processo. Como resultado, estrelas pequenas amareladas como Vega duram muito mais do que gigantes como Deneb, mas têm um brilho muito inferior.
Quando a estrela deixa de libertar energia por fusão nuclear, já não pode contrapor a força da gravidade. Assim, a gravidade comprime o núcleo uma vez mais, mas agora acontece que a temperatura aumenta, mas caso os núcleos sejam demasiado pesados, pelo menos como o do ferro, a estrela começa a definhar e a ter cada vez menos actividade
E o fim das Estrelas... A morte de uma estrela é um acontecimento que não passa despercebido, contudo, não é muito frequente uma estrela morrer como supernova, pelo que perde lentamente a matéria à medida que o material central é compactado até a sua pressão permitir. Caso a sua massa seja elevada, a gravidade tem um efeito maior e é capaz de vencer a pressão dos electrões da matéria. Quando o processo de fusão nuclear de uma estrela com menos de 8 massas solares termina, a estrela acaba por expelir as camadas superiores de matéria numa vigorosa ejecção de matéria, antes de definhar e a gravidade limitada compactar um núcleo de de elementos pesados, dando origem a uma estrela anã branca, que perde gradualmente o brilho. É o destino da maior parte das estrelas. Há estrelas como algumas anãs brancas e anãs castanhas que nunca chegam a ter uma morte definida
Para aquelas estrelas mais pesadas, entre as 8 e as 25 massas solares, a morte da estrela é mais violenta (supernova) porque a gravidade já se faz sentir com maior intensidade. Em seguida, a gravidade da massa restante (>1,4 Mo) vence a pressão dos electrões ao ultrapassar o limite máximo de resistência possível oferecida pelos electrões (não podem mover-se a velocidades superiores à da luz quando exercem esta pressão). Assim, os electrões são pressionados para o interior dos respectivos protões, dando origem a uma estrela exclusivamente constituída por neutrões e com uma densidade igual à do núcleo atómico. De facto, pensa-se que nestas estrelas possam existir as mesmas condições do universo primitivo. Há estrelas de neutrões que, pelo seu elevado campo magnético associado à rotação se chamam pulsares. Isto é porque enviam ondas de rádio de cada pólo de modo que estas quando passam pela Terra, fazem-no com uma periodicidade excepcional, parecendo pulsar.
É precisamente no último suspiro da estrela que o resto dos metais da tabela periódica é gerado, pois a energia da colossal explosão fornece energia à matéria ainda existente na estrela, podendo continuar a fusão de núcleos atómicos. É neste facto que reside a essência da energia liberta através da fissão (ou cisão) nuclear. Na fissão nuclear é libertada dos elementos pesados e instáveis, como o Urânio, a energia armazenada aquando de uma Supernova. Depois disto há há ainda alguns elementos que não foram formados, como o lítio-6, o boro ou o berílio. Estes elementos são formados depois, a partir de restos de estrelas, quando raios cósmicos incitam a cisão dos núcleos de elementos mais pesados ou mesmo no núcleo quando há neutrões livres que se associam a núcleos de produtos já formados (Núcleossíntese interestelar). Os elementos mais pesados, para além do urânio, não existem na natureza porque são tão instáveis rapidamente depois de sintetizados.
E agora, no fim da linha, situam-se as poeiras, os planetas e finalmente a vida. Embora vivamos num universo cheio de “maus caminhos” para a vida como a conhecemos, o facto é que de todas as alternativas possíveis, aquela que corresponde ao nosso universo admite a possibilidade de vida. Esta vida apenas existe porque somos filhos das estrelas, ou mais especificamente dos dejectos da sua actividade. As estrelas transformaram o universo numa realidade totalmente diferente, ao gerar os elementos pesados a partir do Hidrogénio e do Hélio em elementos mais complexos, possibilitando as várias combinações possíveis de átomos em moléculas orgânicas. Também estamos relacionados com as estrelas através das fontes de energia. Quase toda a energia a que temos acesso tem, pelo menos indirectamente, origem nas estrelas. Outros Trabalhos Relacionados
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Cerca
de 300000 anos depois da nucleossíntese, e com a temperatura já a uns
3000K, os electrões ainda existentes, em número igual ao de protões,
tinham uma energia cinética suficientemente baixa para serem capturados
pelos núcleos. Formaram-se finalmente os átomos. Depois destes
processos, a composição do universo, qualquer que seja o local onde se
investigue, a composição é maioritariamente esta, o das provas
irrefutáveis de que o big bang ocorreu há relativamente, pouco tempo,
caso contrário, estas quantidades já teriam sido alteradas pela
actividade estelar.
Uma
das consequências que a recombinação teve foi a de ter aprisionado os
electrões livres em orbitais onde os electrões são forçados a manter-se
o mais estáveis possíveis (estado fundamental), emitindo rapidamente
qualquer fotão absorvido, em vez de aumentar a sua energia cinética,
mantendo a maior parte dos fotões livres. Para além disso, ao concentrar
os electrões em redor dos núcleos, diminuiu a probabilidade de um fotão
ser rapidamente interceptado.
abundantes
inicialmente chocam e os discos ao misturar os seus planos destroem-se,
tendo origem uma galáxia elíptica, que pode depois passar a espiral
através da apropriação de gás, aumentando assim sucessivamente de
tamanho até se começarem a formar galáxias mais similares com as grandes
galáxias do grupo local.
Uma
nuvem de gás em rotação com o núcleo já formado começa a criar um bojo
central, a protoestrela, que se irá contraindo sob a sua própria
gravidade, emitindo jactos de matéria pelos pólos. Enquanto isto sucede,
começam as reacções de fusão nuclear e mais tarde ou mais cedo a luz
chega ao exterior provinda dessas reacções - começa a brilhar e a onda
de choque da radiação dissipa o disco de acreção. Esta fase dura cerca
de 50 Ma. A partir daí, a estrela encontra uma estabilidade que lhe
permite viver milhões de anos, dependendo da sua constituição.
Quando
o processo de fusão nuclear de uma estrela com mais de 25 massas solares
termina, a estrela morre numa supernova e a matéria que resta (M>3Mo) é
sujeita a forças da gravidade tão intensas, que não há propriedades da
matéria que possam pôr termo a esta acção. Assim, esta “estrela” é
constituída por uma única singularidade de densidade próxima do
infinito...Temos um buraco negro.