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Das Estrelas ao Átomo
Escola Secundária de Paços de FerreiraFisico-Quimica
Nascimento e EstruturaUNIVERSO
Estrutura do UniversoO Universo é constituído por:
-Estrelas e sistemas planetários
-Nebulosas
- Poeiras interestelares
- Restos de estrelas - anãs brancas, castanhas e negras - estrelas de neutrões e buracos negros
- Galáxias, agrupadas em enxames, que por sua vez estão agrupadas em superenxames
- Espaço Intergaláctico
Tudo está organizado no Universo
Big Bang - Nascimento do Universo
Esfera do Tamanho de uma ponta de uma agulha
Explosão (em segundos) dessa esfera à 18 biliões de anos
Formação do universo actual
Expansão do Universo
Formação de constelações a partir de matéria do Big Bang
Formação de Planetas a partir de restos de nuvens cósmicas
Provas que favorecem a Teoria do Big Bang:
•Expansão do Universo
•Radiação cósmica de microondas
•O espaço criado pelo Big Bang encheu-se de radiação altamente energética
•Com a expansão do Universo, essa radiação foi-se tornando muito menos energética, com a diminuição da temperatura do Universo, e chegou até nós como radiação de microondas
•Abundância de elementos químicos leves no Universo
Provas que limitam a mesma Teoria,:
•Porque ocorreu o Big Bang?
•Como ocorreu?
•O que havia, se é que havia, antes do Big Bang?
•Qual o destino do Universo?
Teorias que astrofisicos propõem para explicar o Big Bang:
• Teoria da Expansão Permanente • O espaço aumentará permanentemente • O Universo expandir-se-à para sempre • Teoria do Universo Oscilante ou Pulsátil • Fase de expansão do Universo: o espaço aumenta • Fase de contracção do Universo: o espaço diminui • Teoria do Estado Estacionário • Rejeita o Big Bang • Defende que a expansão do Universo existe porque se cria constantemente nova matéria • Formam-se novas galáxias nos intervalos, quando estas se afastam, a partir de nova matéria
em formação contínua
Expansão do Universo
O Universo parecia ser estático e eterno.
A Teoria de Relatividade previu que o espaço vazio se está a expandir e a arrastar
as galáxias.
Observações astronómicas confirmam
essa mesma Teoria.
O UNIVERSO ESTÁ EM EXPANSÃO
Grandeza símbolo Unidade SI símbolo
Temperatura T kelvin K
Tempo t segundo s
Comprimento d metro m
Escalas de temperatura, tempo e comprimento
Temperatura
Escala Kelvin ou escala das temperaturas absolutas
Escala Celsius Escala Fahrenheit
T (K) T (ºC) T (ºF)
0 K ( zero absoluto ) -273 ºC -460 ºF
273 K 0 ºC 32 ºF
373 K 100 ºC 212 ºF
Tempo
A grandeza tempo, em Astronomia, é normalmente expressa em anos.• o Sol nasceu há cerca de 4,5 x 109 anos • o Sistema Solar demora cerca de 2,50 x 108 anos a completar uma volta em torno do
centro da Via Láctea ( ano galáctico ) • a luz da estrela mais próxima do Sol ( próxima Centauro ) demora cerca de 4,23 anos
a chegar até nós
Comprimento
Alguns Múltiplos do Metro
Decâmetro (dam) 1 dam = 1 x 101 m
Hectómetro (hm) 1 hm = 1 x 102 m
Kilómetro (km) 1 km = 1 x 103 m
Alguns submúltiplos do metroDecímetro (dm) 1 dm = 1 x 10-1
Centímetro (cm) 1 cm = 1 x 10-2
Milimetro (mm) 1 mm = 1 x 10-3
Micrómetro ( m) 1 m = 1 x 10-6 m
Nanómetro (nm) 1 nm = 1 x 10-9 m
Angstrom (A) 1 A = 1 x 10-10 m
Picómetro (pm) 1 pm = 1 x 10-12 m
Unidade Astronómica
1 UA = 1,50 x 108 km = 1,50 x 1011 m
Para medir as distâncias entre as estrelas recorre-se a unidades ainda mais convenientes – o ano-luz ( a.l. ) e o parsec ( pc ).
• 1 ano-luz é a distância que a luz percorre num ano • a luz viaja à velocidade de 3,0 x 108 m s-1
• um ano tem 365,25 x 24 x 3600 segundos • 1 a.l. = 3,0 x 108 x 365,25 x 24 x 3600 = 9,47 x 1015 m = 9,47 x 1012 km • 1 parsec equivale a 3,26 anos-luz • 1 pc = 3,26 x 9,47 x 1015 m • 1 pc = 3,09 x 1016 m
Tabela de conversões de distâncias astronómicasunidade
astronómica (UA)
ano-luz (a.l.) parsec (pc) metro (m)
1,00 1,60 x 10-5 4,90 x 10-6 1,50 x 1011
6,31 x 104 1,00 0,31 9,47 x 1015
2,06 x 105 3,26 1,00 3,09 x 1016
Elementos QuímicosA sua Origem
Reacções nucleares – génese dos elementos químicos
As estrelas não são eternas; nascem, evoluem e morrem. Todos os elementos químicos existentes no Universo, e consequentemente na Terra, e em nós, foram gerados no interior das estrelas, através de reacções
nucleares, na matéria que as formou ou na matéria que delas resulta.Diferenças entre:
-Reacções químicas,• Os núcleos dos átomos não são alterados • Os elementos químicos do sistema reaccional mantêm-se • Apenas alteração das unidades estruturais do sistema reaccional.
-Reacções nucleares, • Os núcleos dos átomos são alterados • Transformação de elementos químicos noutros diferentes • A energia posta em jogo tem uma ordem de grandeza que pode ser milhões de vezes superior à que é
posta em jogo nas reacções químicas.
Representação simbólicaA
Z X significa que o elemento químico X tem um número atómico Z , isto é, o número de protões, e que este átomo deste elemento químico tem um número de massa A , isto é, a soma do número de protões com o número de neutrões, ou seja, o número total de nucleões.
Exemplos: - 11H hidrogénio ; - 4
2He hélio-4 ; - 73Li lítio-7
Temos que ter atenção que nem todos os átomos do mesmo elemento químico podem ser iguais. Temos que nos lembrar dos isótopos.
Exemplos: - 11H hidrogénio ; - 2
1H deutério ; - 31H trítio
• neutrão – 01 n
• electrão – 0-1 e
• positrão - 0+1e, é a antipartícula do electrão, dado que tem massa igual à do electrão mas carga eléctrica
simétrica• protão - 1
1p ou 11H , dado que um protão é um núcleo de hidrogénio
• antiprotão – 1-1p , é a antipartícula do protão, dado que tem massa igual à do protão mas carga eléctrica
simétrica• Neutrino- , partícula sem massa e sem carga• fotão - , corpúsculo de luz
Nucleossíntese primordial
Big BangExpansão Arrefecimento
A t = 10-5s e a T = 1013KForma-se o «caldo» inicial.
A t = 3 min e a T = 108 K começa a nucleossintese primordial.
Génese dos primeiros núcleos atómicos:2
1H, 32He, 4
2He, 73 Li
A t = 300 000 anos e a T = 3000 K começa a génese dos primeiros átomos.
A radiação começa a propagar-se no Universo, chegando-nos hoje sob a forma de Radiação Cósmica de Microondas.
Nucleossíntese EstelarQuando o Universo tinha cerca de dois milhões de anos, e a temperatura entre 6 e 14 K, começou a génese
das primeiras estrelas e das primeiras galáxias.
Matéria proto-estelar:Compreensão Aquecimento
Fusão do Hidrogénio com produção de Hélio.
4 11H 4
2He + 20+1 e + Energia
Energia = 6,43 x 1011 J por grama de He produzido.
Mestrela 8 M0
Nebulosa planetária Resíduo estelar anã branca
Estrela anã branca
Resíduo estelar de estrelas com massa inicialM 8 M0
Fase de supernova
• Resíduo estelar central muito denso: um pulsar ou um buraco negro.
• Nuvens de gases em expansão rápida e violenta, onde são produzidos elementos desde oFerro ao Urânio.
Nucleossíntese Interestelar
Raios cósmicos: protões e/ou electrões de grande energia cinética, provenientes de supernovas e outros fenómenos cósmicos, colidem com elementos existentes no espaço interestelar, dividindo e originando elementos leves, inexistentes na nucleossíntese primordial e na nucleossíntese estelar, o lítio-6, o berílio e o boro, completando a formação dos elementos químicos
• "somos feitos de matéria cósmica, somos poeiras de estrelas"
• "somos irmãos das rochas e primos das estrelas"
Abundâncias Relativas dos elementos no Universo
Observando o gráfico:
• o elemento mais abundante no Universo é o hidrogénio, com cerca de 90 % em número de átomos.
• o hélio é o segundo elemento mais abundante no Universo, com cerca de 8 % em número de átomos.
• seguem-se em abundância, os seguintes elementos: oxigénio, carbono, néon, azoto, magnésio, silício, ferro e enxofre.
• os elementos mais pesados aparecem em quantidades mínimas, elementos vestigiais.
HidrogenioHelioRestantes elementos quimicos
FIMTrabalho realizado por:
Inês Mota, nº 14Inês Santana, nº 15
Paula Leal, nº 20Margarida Pimenta, nº 32