1. DAS ESTRELAS AO ÁTOMO 1.1 A arquitectura do Universo 1.1.4. Organização do Universo 1.1.5. Reacções nucleares e a sua aplicação
1.1.4. Organização do Universo PARTE 1 COMO ESTÁ ORGANIZADO O UNIVERSO? 1 - Prevejam uma resposta para a questão colocada. 2 - Visualizem um excerto de um documentário intitulado Dentro do Universo com Stephen Hawking, narrado pelo próprio Hawking e que está relacionado com a organização do universo. 3 - Comparem a vossa resposta à questão 1 com o que observaram no documentário. 4 - Discutam em turma as respostas às questões anteriores.
1.1.4. Organização do Universo Sistemas planetários formado por uma ou mais estrelas e pelos corpos celestes ligados a ela pela gravidade.
1.1.4. Organização do Universo Aglomerados de estrelas conjunto esférico de estrelas que orbitam nas galáxias como um satélite.
1.1.4. Organização do Universo Galáxias sistema gravitacional composto por estrelas, remanescentes estelares, poeiras gasosas, matéria negra e outros corpos celestes.
1.1.4. Organização do Universo Buracos negros corpo celeste de enorme densidade, cuja tracção gravitacional não permite que nada escape. É o resultado da contracção gravitacional que acompanha a morte de uma estrela com mais de 25 vezes o tamanho do Sol.
1.1.4. Organização do Universo Nebulosas nuvens de poeira cósmica (ou interestelar), hidrogénio, hélio e outros gases ionizados. É aqui onde se costumam formar novas estrelas;
PARTE 2 COMO SE FORMARAM OS ELEMENTOS QUÍMICOS? 1 - Prevejam uma resposta para a questão colocada. 2 - Visualizem outro excerto do mesmo documentário e expliquem como se formaram os elementos químicos que lá são referidos. 3 - Confrontem o que observaram no documentário com a vossa resposta à questão 5. 4 - Discutam em turma as respostas às questões anteriores.
De acordo com a teoria do Big Bang, o Universo surgiu de um estado de grande compressão e de temperaturas e densidade muito elevadas; Quando ocorreu, o Universo entrou em expansão. À medida que a expansão prosseguiu, a temperatura foi diminuindo; A energia pura arrefeceu e criou matéria, na forma de partículas subatómicas como electrões e quarks (10-5 segundos após o Big Bang e a 10 13 K). Com o contínuo arrefecimento, formaram-se protões e neutrões que se ligaram entre si para formar os primeiros núcleos de átomos (3 minutos após o Big Bang e a 10 8 K);
A temperatura ainda era demasiado elevada, pelo que existiam electrões livres que tornavam a mistura gasosa demasiado opaca (plasma); Cerca de 300,000 anos após o Big Bang, o arrefecimento já era suficiente (3000 K) para possibilitar a formação de átomos. Deixaram de existir electrões livres, que se ligaram aos núcleos, formando os primeiros átomos hidrogénio e deutério; A radiação deixou de ser absorvida pelas partículas existentes, começando a propagar-se no Universo.
Os átomos formados aglutinaram-se em nuvens de gás; Por acção da gravidade, verificou-se a contracção de nuvens de gás, o que originou grumos de matéria; À medida que a matéria se comprimia por acção da gravidade, a temperatura aumentava. Quando esta atingiu cerca de 10 a 15 milhões K, iniciaram-se as REACÇÕES NUCLEARES DE FUSÃO do hidrogénio - nasceram as primeiras estrelas;
REACÇÕES NUCLEARES Nas reacções químicas, os núcleos dos átomos não são alterados, os elementos químicos mantêm-se, havendo apenas uma alteração das unidades estruturais. São os electrões que participam nas reacções; Nas reacções nucleares, os núcleos dos átomos são alterados, havendo transformação de uns elementos noutros diferentes. São os protões e neutrões participam nas reacções (os átomos encontram-se ionizados); Nas reacções nucleares, a energia posta em jogo é muitos milhões de vezes superior (10 11 J) à que é posta em jogo nas reacções químicas.
REACÇÕES NUCLEARES A escrita das equações correspondentes às reacções nucleares deve mostrar: Conservação no número de nucleões a soma dos números de massa deve ser igual nos dois membros da equação; Conservação da carga total a soma das cargas deve ser igual nos dois membros da equação;
Reacções nucleares de fusão Consistem na junção de dois núcleos pequenos com obtenção de um núcleo maior, de menor massa que o conjunto dos núcleos iniciais. Ocorre libertação de radiação gama (energia), positrões e neutrinos (resultantes da conversão de um protão em neutrão);
As quantidades colossais de energia libertadas na reacção de fusão do hidrogénio propagam-se até à zona exterior a estrela começa a brilhar; A quantidade de energia libertada originam forças de pressão que tendem a expandir a matéria estelar, contrariamente à força da gravidade, que tende a comprimi-la. A estrela mantém-se neste equilíbrio durante a maior parte da vida (milhões de anos); Quando todo o hidrogénio se transforma em hélio, as forças que contrariam a gravidade deixam de existir. O coração da estrela contrai-se. Esta contracção aquece o núcleo da estrela, cuja temperatura aumenta de tal modo que é suficiente para permitir novas reacções nucleares o hélio transforma-se em carbono e oxigénio;
Para estrelas com cerca de 8 vezes mais massa que o Sol, quando todo o hélio se consome no núcleo da estrela, este contrai-se de novo e reaquece. A energia então libertada é suficiente para que o carbono e o oxigénio iniciam reacções de fusão nuclear o carbono produz néon e magnésio, o oxigénio produz silício e enxofre.
O núcleo da estrela volta a contrair-se quando se esgotam os elementos referidos. O silício e o enxofre produzem ferro. Neste estado, a estrutura da estrela assemelha-se a uma cebola um núcleo de ferro, rodeado por sucessivas camadas de silício e enxofre, depois de néon e magnésio, em seguida de carbono e oxigénio, depois hélio e a mais externa, de hidrogénio. Como a reacção de fusão do ferro não liberta energia e com o sucessivo término das reacções nucleares, a temperatura da estrela diminui. O núcleo da estrela é comprimido pela gravidade, pois as forças de pressão que expandiam a matéria estelar diminuem.
O núcleo da estrela colapsa, libertando gigantescas quantidades de energia que atingem as camadas exteriores, aquecendo-as e empurrando-as pelo espaço numa explosão supernova. O material estelar é lançado no Universo, espalhando nele elementos que irão integrar as novas estrelas e os planetas. No espaço, devido às elevadas temperaturas, produzem-se outros elementos mais pesados, do ferro ao urânio. O que resta da estrela pode tornar-se num pulsar (cadáver estelar muito denso constituído por neutrões) ou num buraco negro, consoante a sua massa é 25 vezes superior ao Sol ou não.
Reacções nucleares de fissão Reacções em que se bombardeiam núcleos de átomos grandes e instáveis com neutrões, dando origem a dois núcleos mais pequenos e mais estáveis, com uma apreciável diminuição de massa e libertação de uma grande quantidade de energia;
As reacções nucleares de fissão são usadas em Arqueologia datação radioactiva; Centrais nucleares aproveitamento da energia libertada na reacção para produzir energia eléctrica; Medicina detector de imagens, tomografias e radiofármacos, terapia do cancro; Aplicações espaciais calibração de detectores, perigos da radiação;