das estrelas ao Átomo física e química a 10º ano
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Das Estrelas ao ÁtomoDas Estrelas ao Átomo
Física e Química A
10º Ano
Origem do UniversoOrigem do Universo
Até ao séc. XX, os cientistas acreditavam que o Universo era infinito e estático.
A ideia de um Universo não estático surgiu somente com a Teoria Geral da Relatividade de Einstein. Foi Hubble que, em 1929, estabeleceu a teoria de um Universo em expansão.
O modelo do Big Bang é dos modelos sobre a evolução do Universo, aquele que os cosmólogos compartilham quase por unanimidade.
Edwin Hubble (1889-1953)Edwin Hubble (1889-1953)
Em 1929, Edwin Hubble conseguiu medir desvios das radiações vermelhas. Estas medições vieram apoiar os modelos propostos para um Universo em expansão.
Teorias da Origem do UniversoTeorias da Origem do Universo Teoria do Big Bang
Tudo terá começado há cerca de 15 mil milhões de anos, numa grande explosão.
• Radiação cósmica de fundo
Afastamento das galáxias
Proporção de átomos de cada elemento no Universo
Provas :
Esta explosão cósmica marcou o começo do espaço e do tempo.
Assim se criou toda a energia no mundo e parte dela foi convertida em matéria.
•Teoria do Teoria do Estado EstacionárioEstado Estacionário
Enquanto as galáxias se afastam umas das outras, formam-se novas galáxias nos intervalos, a partir de nova matéria em formação contínua.
•Teoria do Teoria do Universo PulsanteUniverso Pulsante
Sucessivas expansões de matéria seguidas de contracções até que se tornou tão condensada que voltou de novo a explodir e a expandir-se.
Será que o Universo vai acabar? Será que o Universo vai acabar? Será que continuará a expandir-se?Será que continuará a expandir-se?
Esta é uma dúvida que subsiste. O destino do Universo ainda é considerado incerto.
Os astrónomos pensam que o vazio do Universo poderá estar cheio de um tipo de matéria de natureza desconhecida - matéria escura.
No caso de não existir matéria escura, o Universo expandir-se-á sempre.
No caso de existir matéria escura, a atracção gravitacional será tão forte que travará a expansão e dará início a uma contracção do Universo – um Big Crunch.
A história começa numa pequeníssima fracção de segundo após a explosão inicial. Nesse instante a temperatura seria de 1032 K, ocupando um espaço infinitamente pequeno.
Não havia ainda átomos, nem moléculas, nem estrelas, nem galáxias. Era um “vazio em ebulição cheio de energia”.
Antes de continuar a história é necessário ter presentes alguns aspectos...
1010-42 -42 s após o Big Bangs após o Big Bang
Ao dilatar-se e arrefecer, a densidade de energia no Universo vai diminuindo;
Há uma relação entre energia e matéria, E=mc2;
A energia pode “materializar-se” em partículas, sempre aos pares.
1010-35 -35 s após o Big Bangs após o Big Bang
Nos momentos iniciais o Universo sofreu uma enorme inflação, aumentando o seu tamanho cerca de 10100 vezes – passa a ser do tamanho de um protão ou de um neutrão.
Surgem as primeiras partículas (quarks, leptões, fotões e neutrinos), cessando a fase inflacionária do Universo.
1010-9 -9 s após o Big Bangs após o Big Bang
A temperatura do Universo já desceu para 1013 K e o espaço ocupado passou a ser equivalente ao do Sistema Solar (quase 250 mil vezes o diâmetro da Terra).
1010-6 -6 s após o Big Bangs após o Big Bang
O abaixamento da densidade de energia permitiu que se formassem os protões e os neutrões.
Todavia, a temperatura era ainda demasiado elevada para que pudessem constituir-se núcleos atómicos estáveis.
180 s após o Big Bang180 s após o Big Bang
A temperatura é agora de 109 K e ficam reunidas as condições para que protões e neutrões se associem e formem os primeiros núcleos:
Nucleossíntese primordial
Hpn 21
11
10
Em primeiro lugar, um protão e um neutrão juntaram-se para formar deutério (isótopo de hidrogénio-2) libertando radiação gama:
Principais partículas postas em jogo nestas reacções:
Partícula Símbolo Notação
Protão
Neutrão
Electrão
Positrão
Neutrino
p p11 H11
n10 oue
0101 oue
oue 01
01 oue
00
n
qAZX
Nas reacções nucleares temos que ter em conta:
A conservação do número de massa (A): a soma dos números de massa das partículas reagentes tem de ser igual à soma dos números de massa das partículas dos
produtos.
A conservação do número atómico (Z): a soma dos números atómicos das partículas reagentes tem de ser igual à soma dos números atómicos das partículas dos
produtos.
qAZX
Depois, o deutério juntou-se a um neutrão ou a um protão para dar, o trítio (outro isótopo de hidrogénio, mais pesado) ou hélio -3 (isótopo mais leve e menos comum do hélio), libertando radiação gama:
HepH
HnH32
11
21
31
10
21
Nucleossíntese primordial
Em primeiro lugar, um protão e um neutrão juntaram-se para formar deutério (isótopo de hidrogénio-2) libertando radiação gama:
Hpn 21
11
10
O trítio e o hélio-3 capturaram um protão ou um neutrão, dando hélio-4 (isótopo pesado e mais comum do hélio):
HenHe
HepH
42
10
32
42
11
31
Finalmente o hélio-4, colidindo com o trítio ou com o hélio-3, originou lítio-7 ou berílio-7
BeHeHe
LiHHe
74
32
42
73
31
42
Poucos minutos depois do Big Bang : três partes de hidrogénio, uma parte de hélio-4, algum deutério e hélio-3 e um pouco de lítio
Esta foi a base de todos os componentes do Universo que estava para vir: estrelas, planetas e eventualmente, vida.
Quando os astrónomos mediram a quantidade destes elementos no Universo encontraram valores concordantes com os acabados de prever pela teoria do Big Bang.
E os elementos mais pesados? Se não se formaram nos primeiros instantes do Big Bang como surgiram? A resposta encontra-se nas Estrelas
Nesta altura, a temperatura era de 104 K o que permitiu:
os electrões desacoplarem-se dos fotões ficando “livres”:
o Universo que até aí era opaco torna-se transparente e enche-se de luz.
a formação de alguns átomos estáveis:aos núcleos atómicos juntaram-se electrões que estavam “livres” pelo espaço.
300 mil anos após o Big Bang300 mil anos após o Big Bang
Um milhão de anos Um milhão de anos após o Big Bangapós o Big Bang
O Universo é agora constituído quase só por Hidrogénio (75% em massa) e Hélio (25% em massa). A temperatura ambiente não permite reacções nucleares.
A força da gravidade começa a fazer sentir os seus efeitos. As massas vão-se atraindo, dando origem a corpos cada vez maiores.
As estrelas e os planetas nascem devido ao colapso gravitacional de uma nuvem de gás e “poeiras” cósmicas.
O Universo está demasiado frio, o interior das estrelas é suficientemente quente para que ocorram as reacções nucleares responsáveis pela sua luminosidade.
Reacções Nucleares:
Formação de novos elementos;
envolvem enorme quantidade de energia;
as variações de massa são detectáveis;
as partículas em reacção são protões, neutrões e núcleos atómicos.
Reacções Químicas:
Formação de novas substâncias;
envolvem quantidade de energia relativamente pequenas;
não há variação de massa total;
as partículas em reacção são átomos e moléculas.
As reacções nucleares podem ser de :As reacções nucleares podem ser de :
Fissão Nuclear
Ocorre quando um núcleo pesado se cinde (divide-se), formando núcleos mais pequenos e um, ou mais neutrões, com libertação de grande quantidade de energia.
Fusão nuclear
Ocorre quando núcleos pequenos e instáveis se combinam e originam núcleos maiores e mais estáveis, com libertação de grande quantidade de energia.
Fissão nuclear do urânio-235 por choque de
um neutrão:
Fusão nuclear:reacção nuclear
mais abundante
nas estrelas
224 42
11 eHep
Radioactividade naturalRadioactividade natural As primeiras reacções nucleares a serem descobertas pelos
físicos, no início do séc. XX, foram as desintegrações naturais, ou seja, a radioactividade natural.
Descobriram que havia núcleos instáveis (como o de Rádio) que se desintegravam espontaneamente, emitindo partículas pequenas (as radiações α (núcleos de He) e β (electrões ou positrões)), e as radiações electromagnéticas de tipo γ.
Antoine-Henri Becquerel
Pierre Curie Marie Curie
Esses núcleos são radioactivos e designam-se por radionuclideos ou radioisótopos.
As partículas e radiação emitidas têm diferente poder de penetração na matéria: α< β< γ
α
β
γ algodão madeira
chumbo
Aplicações das Reacções nucleares
Produção de energia
nKrBaUn 10
9436
13956
23592
10 3
Fissão em cadeia
MEDICINA
DIAGNÓSTICO
Na tomografia por emissão de positrões (PET) utiliza-se flúor-18, para conseguir imagens detalhadas de tecido humano que não são possíveis com raios x.
RADIOTERAPIARADIOTERAPIAÉ utilizada para muitos tipos de cancro. Neste É utilizada para muitos tipos de cancro. Neste
caso, a emissão é normalmente radiação gama caso, a emissão é normalmente radiação gama (( ) proveniente de Cobalto-60. ) proveniente de Cobalto-60.
ANÁLISE POR ACTIVAÇÃO DE NEUTRÕESANÁLISE POR ACTIVAÇÃO DE NEUTRÕESÉ utilizada em aeroportos para a detecção de drogas e É utilizada em aeroportos para a detecção de drogas e armas nas bagagens. Também permite aos cientistas armas nas bagagens. Também permite aos cientistas da NASA e da ESA determinar a composição de rochas da NASA e da ESA determinar a composição de rochas na Lua ou em Marte.na Lua ou em Marte.
CONTROLO DE PRAGASCONTROLO DE PRAGASNa agricultura, os materiais radioactivos são utilizados Na agricultura, os materiais radioactivos são utilizados para controlo de pragas e pestes, hibridação de para controlo de pragas e pestes, hibridação de sementes, preservação de alimentos, estudos para sementes, preservação de alimentos, estudos para aumento de produção, etc.aumento de produção, etc.
AGRICULTURA
ESTERILIZAÇÃO DE ALIMENTOSESTERILIZAÇÃO DE ALIMENTOS
A maior parte dos alimentos frescos que consumimos são tratados com doses moderadas de radiação gama ( ), para eliminar fungos e bactérias.
HIBRIDAÇÃO DE SEMENTESHIBRIDAÇÃO DE SEMENTES
INDÚSTRIAINDÚSTRIA
Na indústria, os materiais radioactivos têm uma grande variedade de usos, destacando-se, principalmente, o controlo de processos e produtos, o controlo de qualidade de soldas e a esterilização.
Controlo de espessura de chapas metálicas.
Gamagrafia industrial (“radiografia de peças metálicas”).
Medição de fluxo subterrâneo de águas.
Conservação de peças de arte.
DATAÇÃO EM ARQUEOLOGIADATAÇÃO EM ARQUEOLOGIATodos os organismos vivos têm uma pequena quantidade de C-14 porque este está incorporado no CO2 da atmosfera que é absorvido pelos tecidos vegetais e depois pelos tecidos animais. Quando se morre já não se pode incorporar mais C-14 e o existente vai decaindo. + velho o fóssil < a quantidade de C-14
A quantidade de C-14 que o fóssil contém, é comparada com a quantidade normal nos tecidos vivos e descobre-se à quanto tempo o ser vivo morreu.
TUTANKHAMONTUTANKHAMON
Análise de Carbono-14 (tempo de meia vida 6 mil anos) permitiu confirmar que Tutankhamon terá vivido há cerca de 1340 anos A.C.
SANTO SUDÁRIOSANTO SUDÁRIO
Foram experiências de datação com Carbono-14 que estimaram a idade do pedaço de tecido conhecido como Sudário de Turim ou, simplesmente, Santo Sudário. Milhões de pessoas acreditam que a imagem impressa no tecido seja o corpo de Cristo crucificado. Entretanto, as experiências de datação mostraram que as plantas que forneceram as fibras do tecido (linho) foram cultivadas por volta de 1260 a 1390 D.C.
As análises foram feitas em 3 laboratórios independentes e diferentes,
e apresentaram resultados similares. Cépticos e religiosos têm questionado estes resultados, justificando que, talvez, um incêndio em 1532 D.C. e bactérias tenham contaminado o tecido com matéria orgânica mais recente. Várias outras técnicas de análise foram aplicadas e, hoje, um grupo de cientistas está tentando reproduzir, artificialmente, o sudário e sua inscrição.
Sudário exposto na arquidiocese de Turim.