Sumário:
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A origem do Universo
Evidências a favor da Teoria do Big Bang
Limitações da Teoria do Big Bang
Reacções químicas e reacções nucleares
A origem do Universo
Até há muito pouco tempo pensava-se que o Universo era estático e ilimitado. No
entanto, em 1913, o astrónomo Vesto Slipher verificou, através das suas observações,
que as galáxias distantes se moviam no Espaço, afastando-se umas das outras.
Alguns anos mais tarde, em 1929, o astrofisico americano Edwin Hubble realizou
um estudo sistemático do desvio para o vermelho da radiação recebida de outras
galáxias e da distância às mesmas, que confirmou as observações de Vesto Slipher:
As galáxias afastam-se umas das outras com velocidades proporcionais à sua
distância (quanto mais distantes estão umas das outras, mais depressa se afastam).
Apesar de o Universo estar em expansão, verificou-se que as galáxias mantêm o
seu tamanho: a expansão dá-se no espaço que separa as galáxias e não nas próprias
galáxias.
As observações de Hubble, a que se juntaram as contribuições de outros
cientistas deram origem à Teoria da Expansão, ou Teoria do Big Bang.
Segundo esta teoria, se o Universo está em expansão isso quer dizer que em
algum momento do passado teria estado concentrado num único ponto, de densidade
infinita. Ou seja, o Universo ter-se-á formado há aproximadamente 13,7 mil milhões de
anos, a partir da "explosão” de um núcleo inicial, muito pequeno, muito denso e sujeito a
temperaturas muito elevadas. A partir da explosão inicial, o Universo tem vindo a
expandir-se, arrefecendo progressivamente.
Apesar de haver alguns aspectos que continuam a ser contestados, esta teoria é
a que está mais de acordo com os factos conhecidos, pelo que é a que tem maior
aceitação nos meios científicos.
Evidências a favor da Teoria do Big Bang
1-Expansão do Universo
Um dos fundamentos da Teoria do Big Bang foi a constatação de que o Universo
está em expansão.
No início do sec.XX, alguns cientistas concluíram teoricamente que o Universo
não podia ser estático mas que tinha de estar em expansão.
Com o desenvolvimento dos meios de observação astronómica, astrónomos
como Slipher e Edwin Hubble confirmaram esta teoria.
Esta expansão ficou provada quando se verificou que, com o tempo, as riscas
espectrais dos sistemas extragalácticos se foram desviando para o vermelho
(comprimento de onda maior).
Interpretando o desvio para o vermelho como efeito Doppler, isso significa que
todos os sistemas estelares se estão a afastar de nós, tanto mais velozmente quanto
maior é a distância a que se encontram.
O efeito de Doppler pode ser explicado utilizando como exemplo as ondas
sonoras e o que acontece com o apito de um comboio: o som é agudo (comprimento de
onda menor) quando o comboio se aproxima e toma-se mais grave (comprimento de
onda maior) quando este se afasta.
As alterações na luz recebida das estrelas distantes podem ser interpretados de
um modo semelhante. O facto de com o tempo as riscas espectrais dos sistemas
extragalácticos se terem vindo a desviar para o vermelho (para um comprimento de
onda maior) prova que estes sistemas se estão a afastar de nós e que, portanto, o
Universo se está a expandir. Esta foi uma das primeiras evidências daquele que viria a
ser conhecido como o modelo do Big Bang.
2-Radiação cósmica de fundo, na região espectral das microondas
Após o Big Bang, o Universo primitivo deverá ter ficado extraordinariamente
denso e extraordinariamente quente, de tal modo que não existiria qualquer região de
espaço livre de matéria ou de radiação. A medida que o Universo se foi expandindo, a
sua densidade e a sua temperatura diminuíram e a maior parte dos núcleos atómicos de
hidrogénio, hélio e lítio juntaram-se aos electrões livres para formar os respectivos
átomos. Consequentemente, a radiação deixou de interagir com a matéria, passando a
poder propagar-se livremente.
Por volta de 1948, George Gamov e os seus colaboradores sugeriram que os
resíduos dessa radiação inicial do Big Bang deveriam continuar espalhados
uniformemente por todo o Universo, com uma temperatura entre os 5 K e os 40 K. A
radiação de fundo foi descoberta acidentalmente, em 1965, quando Amo Penzias e
Robert Wilson tentavam resoIver o problema do ruído de fundo para um satélite de
comunicações.
A descoberta desta radiação de fundo (radiação de microondas), presente em
todo o Universo, constitui outro forte argumento a favor da Teoria do Big Bang.
3-A abundância relativa de elementos leves
As abundâncias relativas, observadas por métodos cada vez mais precisos,
nomeadamente no que diz respeito aos elementos mais leves (hidrogénio e hélio), estão
de acordo com os valores previstos pela teoria do Big Bang, oferecendo, assim, mais
uma prova a favor desta teoria
Limitações da Teoria do Big Bang
Embora a teoria do Big Bang seja aceite por quase toda a comunidade científica,
há ainda questões a que não consegue dar resposta: Como e por que ocorreu o Big
Bang? Qual é o destino do Universo? Será que, daqui a muitos milhões de anos, a força
da gravidade obrigará o Universo a contrair-se ou será que a expansão se prolongará
indefinidamente?
Todas estas questões, ainda sem resposta, estão na base da argumentação de
todos os astrofísicos que não concordam com a Teoria do Big Bang, embora todos eles
admitam que o Universo está em expansão.
Existem três modelos diferentes que tentam descrever a expansão do Universo
(aberto, plano ou fechado), todos eles baseados na relação que existe entre a força
gravitacional e a velocidade à qual o Universo se expande.
Universo fechado - Se a densidade média do Universo for superior à densidade crítica
o Universo deixará, provavelmente, de se expandir e começará novamente a contrair-se.
Esta contracção irá ser acelerada e, eventualmente, produzirá o Big Crunch, que é o
inverso do Big Bang.
Universo plano - Se a densidade média do Universo é exactamente igual à densidade
rítica, a expansão do Universo não irá parar.
Enquanto as galáxias se afastam umas das outras, formam-se novas galáxias,
permanecendo constante a densidade do Universo.
Universo aberto - Se a densidade média do Universo for inferior à densidade crítica do
Universo, então a atracção gravitacional que lhe está associada deverá ser demasiado
pequena para impedir a expansão do universo.
Reacções químicas e reacções nucleares
Reacções Químicas
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Reacções Nucleares
Os núcleos dos átomos não
são alterados ( os elementos
químicos
permanecem
os
mesmos);
aparecem
nos
reagentes e nos produtos.
O rearranjo dos átomos é feito
por quebra e formação de
novas ligações químicas;
Só envolve os electrões de
valência;
São
acompanhadas
por
absorção
/libertação
de
quantidades
de
energia
relativamente pequenas;
Não há variações de massa.
Os
isótopos
do
mesmo
elemento reagem do mesmo
modo.
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Os núcleos dos átomos são alterados
(os elementos são convertidos uns
nos outros);
Podem estar envolvidos protões
neutrões, electrões, etc;
A energia posta em jogo é da ordem
de grandeza de um milhão (106) de
vezes superiores à energia libertada
nas reacções químicas;
Há variações significativas de massa.
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Os isótopos reagem diferentemente.
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Nas reacções nucleares é importante representar, para além dos elementos químicos,
outras partículas intervenientes, tais como:
H ou 11 p
protão
1
1
Electrão ou radiação β
positrão
0
−1
0
+1
1
0
neutrão
radiaçãoα
radiaçãoγ
e
e
n
4
2
0
0
He
γ
A escrita das equações que traduzem as reacções nucleares obedece a duas regras
específicas:
Regra Z - A soma dos números atómicos das partículas reagentes é igual à soma dos
números atómicos dos produtos da reacção.
Regra A - A soma dos números de massa das partículas reagentes é igual à soma dos
números de massa dos produtos da reacção.
Reacções de fusão nuclear
Nas reacções de fusão nuclear, dois núcleos leves fundem-se para dar origem a
um núcleo mais estável e de menor massa que o conjunto inicial, com elevada
libertação de energia
São também designadas por reacções termonucleares pois só têm início a temperaturas
muito elevadas.
A energia produzida por fusão nuclear a partir do deutério ( hidrogénio-2) é barata
e limpa, uma vez que produz isótopos não radiactivos. Um dos problemas levantados
por este processo é a obtenção da temperatura necessária para a fusão e que é da
ordem dos 108 K. Não se conhece nenhum processo realizado pelo ser humano que
consiga atingir esta gama de temperatura por um período relativamente grande, nem
material que aguente tais temperaturas. O controlo desta reacção é também um
problema, objecto de estudo: quando for alcançado, os oceanos serão uma fonte
interminável de energia limpa e barata.
Exemplo de uma reacção de fusão nuclear.
Reacções de fissão nuclear
Núcleos maiores, de
maior massa dão origem a
núcleos mais leves e mais
estáveis,
com
apreciável
diminuição
da
massa
e
consequente
libertação
de
grandes
quantidades
de
energia.
Podem ser espontâneas,
se o núcleo for instável, ou
provocadas
pelo
bombardeamento dos núcleos por neutrões.
A energia libertada durante a fissão do urânio é de cerca de 6,8 x 1014 J por kg de
urânio, muito maior do que a energia obtida na combustão de uma quantidade igual de
carvão (5 x 107 J/kg).
A energia libertada durante a fissão de 1kg de urânio é assim cerca de 107
vezes superior à libertada na combustão de 1kg de carvão.
O facto de existirem três neutrões no final da reacção de fissão é muito
importante, uma vez que estes podem atingir outros núcleos de urânio, originando uma
reacção em cadeia em que se produz uma elevada quantidade de energia, sob a forma
de calor. É esta energia que é produzida nas centrais nucleares e depois convertida em
energia eléctrica.
Enriquecimento do urânio
Na química nuclear utiliza-se enriquecimento do material capaz de sofrer a fissão
(processo de purificação de um determinado isótopo) para aumentar o rendimento dos
produtos nas reacções. Um dos exemplos mais comuns é a destilação fraccionada do
urânio: este é misturado com flúor para formar o gás UF6. A baixas pressões faz-se
passar o composto por uma barreira de difusão, permitindo que o isótopo 235U, mais
leve, passe mais depressa. Realiza-se esta operação centenas de vezes até se obter
uma mistura mais rica em 235U.
Reactores
Os reactores de fissão nuclear dependem das reservas de urânio; este é muito
caro e, mantendo-se o ritmo actual de utilização, estará esgotado dentro de 50 anos.
Embora o 238U esteja presente no urânio enriquecido, não é passível de sofrer fissão;
no entanto, pode vir a ser transmutado em 239Pu, material passível de fissão.
Embora pareça que este sistema é o ideal para optimizar o rendimento da
utilização de urânio, ele tem um contra muito importante: o plutónio é, dos materiais
conhecidos, o mais tóxico para o ser humano.
A radioactividade natural
As reacções nucleares podem ser espontâneas (emissão espontânea de
radioactividade), se o núcleo for instável
A radioactividade natural foi descoberta pelo físico francês Henry Becquerel, em
1896, e estudada por Marie Curie e seu marido, Pierre Curie, a partir de 1 898, que
descobriram o rádio e o polónio, dois elementos radioactivos.
Aplicações da radioactividade
Na radioterapia usam-se radioisótopos artificiais (isótopos radioactivos obtidos
artificialmente. como, por exemplo. o cobalto) no diagnóstico e tratamento do cancro.
O U-235 usa-se também para a produção de energia eléctrica nos reactores
nucleares. O submarino Nautilus foi o primeiro submersível movido por energia nuclear.
Como nos submarinos o espaço disponível é reduzido. o combustível nuclear representa
economia de espaço e também tem a vantagem, entre outras, de não queimar o
oxigénio do ar que o submarino transporta.
Nos satélites artificiais também se podem usar radioisótopos, substituindo as
células solares (que convertem luz em energia eléctrica), com a vantagem de não se
deteriorarem quando passam nas chamadas cinturas de radiação ou quando são
enviadas sondas a Vénus ou a Marte, em que atmosferas opacas dificultam o
funcionamento das células solares.