A origem do Universo Evidências a favor da Teoria do Big Bang Limitações da Teoria do Big Bang Reacções químicas e reacções nucleares

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1 Sumário: 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.

2 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 4 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.

3 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 Reacções químicas e reacções nucleares 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. 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 (1 6 ) de vezes superiores à energia libertada nas reacções químicas; Há variações significativas de massa. Os isótopos reagem diferentemente. Nas reacções nucleares é importante representar, para além dos elementos químicos, outras partículas intervenientes, tais como: protão 1 H ou 1 p 1 1 Electrão ou radiação β 1e positrão + 1 e neutrão 1 n 4 radiação α 2 He radiação γ γ A escrita das equações que traduzem as reacções nucleares obedece a duas regras específicas:

4 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 1 8 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 1 14 J por kg de urânio, muito maior do que a energia obtida na combustão de uma quantidade igual de carvão (5 x 1 7 J/kg). A energia libertada durante a fissão de 1kg de urânio é assim cerca de 1 7 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.

5 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 UF 6. 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 5 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.