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O PLANETA TERRA E SUAS ORIGENS Como se formaram os elementos químicos? Como se formaram as estrelas? Como se formaram os Planetas e o Sistema Solar? Qual é a idade da Terra e do Sistema Solar? Qual é a idade do Universo? Qual o futuro do Sistema Solar e do próprio Universo? O que existia antes do Universo? Estrutura do Universo 1. Galáxias Uma galáxia é um conjunto de vários bilhões de estrelas interagindo, gravitacionalmente, poeira, gás e radiação cósmica. Todo este sistema é mantido junto pela ação da força gravitacional. Existem tipos diferentes de galáxias, classificadas pelo seu tamanho e, principalmente, pela sua forma ou "morfologia“. Quasars – objetos peculiares com dimensões semelhantes à do nosso Sistema Solar, mas com imensa quantidade de energia e luminosidade. Buracos negros – espaços interestrelares de alta densidade que podem sugar qualquer matéria das proximidades devido a sua gigantesca energia gravitacional. TIPOS DE GALÁXIAS: Via Láctea é do tipo espiral, sendo que o Sol (estrela central do nosso Sistema Solar) está situado num de seus braços periféricos. A Via Láctea possui também um núcleo central , onde aparecem agrupamento de estrelas jovens. Estrutura do Universo Aglomerado de Virgem, à 40 milhões de anos-luz. Este aglomerado contém um grande número de galáxias espirais próximo do centro. Aglomerado Grupo Local, ao qual pertence a Via Láctea, galáxia de Andrômeda e as Nuvens de Magalhães 2. Aglomerados 3. Superconglomerados OBSERVAÇÕES ASTRONÔMICAS 1. Visão retrospectiva do Universo - as observações de feições mais distantes nos leva a informações de épocas passadas – refletem eventos ocorridos há vários bilhões de anos-luz. 2. Visão comparativa - grande quantidade de estrelas disponíveis permite a observação de diferentes tipologias e estágios de evolução estelar. Como nasceu o Universo? Partiram das complicadas equações de campo gravitacional de Einstein, adotando a hipótese de um Universo homogêneo no espaço, mas descartaram a idéia de um Universo imutável no tempo. Isso lhes permitiu chegar, entre 1922 e 1927, a um conjunto de soluções que descreviam um universo em expansão em todas as direções com as galáxias se afastando umas das outras. Essa expansão teria se originado a partir da singularidade, um ponto matemático de densidade infinita. Alexander Friedmann (1888-1925) - meteorologista e matemático russo Georges Lemaitre (1894-1966) - padre e matemático belga. Em 1929, Edwin Hubble , astrônomo norte-americano, descobriu que o espectro da luz proveniente das galáxias distantes apresentava um red-shift (desvio para o vermelho). As medições de Hubble mostraram que, quanto mais longe estivesse uma galáxia, maior era seu desvio para o vermelho, o que indica uma maior velocidade de afastamento. Fazendo uma relação entre as velocidades de expansão e as distâncias de cada galáxia, foi encontrado um valor constante: a constante de Hubble. (18 Km/s.106 anos-luz. Teoria do Big Bang Em 1923, Edwin Powell Hubble (1889-1953) , usando o recém instalado telescópio de 2,5 m de diâmetro do Monte Wilson, na Califórnia, resolveu as estrelas individuais na galáxia de Andrômeda, demonstrando conclusivamente que nossa galáxia não é a única no Universo. 1964 os radio-astrônomos, Arno Penzias e Robert Wilson, descobriram um fraquíssimo ruído de rádio que vinha de todas as direções do céu ao mesmo tempo. Na mesma época em Princeton um grupo de físicos (liderados por Robert Dicke) haviam deduzido teoricamente a existência de uma fraquíssima radiação de fundo, que deveria preencher uniformemente o espaço. Seria uma espécie de energia térmica residual do Big Bang. Prêmio Nobel de Física em 1978. Robert W. Wilson e Arno A. Penzias davanti l'antenna dei laboratori della Bell Telephone a Holmdel,New Jersey con cui scoprirono la radiazione di fondo Teoria do Big Bang: toda a matéria do universo estava reunida num espaço muito pequeno de densidade e temperaturas extremamente altas, virtualmente infinitas. Matéria e energia seriam indistinguíveis e conceitos de espaço e tempo não fariam sentido. O Universo teria se originado numa explosão apocalíptica entre 13 e 15 bilhões de anos atrás. Instante 0/10-43segundos: Tempo de Planck - entra em ação forças ainda desconhecidas. Pouca coisa se conhece, pois as leis da física, como são conhecidas hoje não valiam. Instante 10-43/10-9segundos: Bilionésima parte de um segundo - surgem partículas enormes que desaparecem devolvendo energia ao ambiente. Existe apenas uma pasta energética que se expande rapidamente, formado por fótons e quarks livres. Entre os instantes 10-41 e 10-37 todas as forças que conhecemos, gravidade, eletromagnética, nuclear fraca e nuclear forte estavam unidas em uma única força, a chamada Grande Unificação. Após esses instantes elas se desaclopam e se transformam nas forças citadas. O universo ainda é muito quente e partículas são criadas e destruídas a uma velocidade impressionante. Instante 10-9/10-5segundos: surgem os prótons, que mais tarde vão se juntar aos nêutrons e elétrons (ambos ainda não criados) para formar a matéria do universo. Os prótons surgiram devido ao resfriamento do universo e a conseqüente união de quarks. Mas o universo ainda é muito quente, quente e opaco. A luz não consegue viajar através dele. Instante 10-5/10-1segundos: nascem os mésons. Mésons são partículas que pertencem a família dos léptons, a mesma dos elétrons. Os mésons são muito mais pesados que os elétrons e por isso tem vida curta: logo se desintegram em outras partículas, colidindo com outros já existentes e gerando novos mésons. Ao aproximarmos do tempo 10-1segundos, finalmente surgem os elétrons e outros léptons. Observe que o universo ainda não tem um segundo de idade. Instante 10-1/101segundos: o universo ainda é um bebê, chegando a 10 segundos de idade. As relações entre prótons e nêutrons são fixadas. O resfriamento a partir de então passa a ser lento e a idade contada em anos. Instante 101/1011anos: o universo ficou milhões de anos esfriando e as temperaturas já não são tão quentes. Hidrogênio deutério e hélio surgem nas quantidades que temos hoje, prenunciando as estrelas mais velhas. Instante 1011/1013anos: séculos e séculos se passaram silenciosamente e, finalmente, a luz pode viajar pelo universo sem se chocar com uma grande quantidade de partículas. O universo é transparente. Os núcleos de hidrogênio deutério e hélio criam átomos mais pesados: a chamada Era Atômica. A temperatura mais amena propicia a síntese das primeiras estrelas. Instante 1013/Hoje: a gravidade, agindo sobre os gases estelares forma os quasares (objetos quase estelares). As primeiras estrelas, como o nosso Sol, nascem e morrem. A poeira cósmica com núcleos atômicos mais pesados forma os planetas. A imagem da sonda WMAP - flutuações de temperatura com mais de 13 mil milhões de anos (com cores diferentes) que corresponde àquilo que poderão ser as "sementes" que se tornaram galáxias. Calcula-se que o Universo tenha 13,7 mil milhões de anos, (margem de erro 1%). Cosmos constituído por 4% de matéria, 23% de uma matéria ainda desconhecida denominada "matéria negra" e 73% de uma "energia negra", cujo papel no Universo ainda é um mistério, mas que se pensa agir como uma força anti- gravitacional, que atrai a matéria. Sonda da agência espacial norte-americana Wilkinson Microwave AnisotropyProbe (WMAP). Evolução estelar e formação dos elementos Estrelas são enormes esferas de gás a alta temperatura (milhões de graus), geram a sua própria energia através de reações nucleares de fusão. 1. A formação de uma estrela se dá pela condensação de nuvens gigantescas de gás (H e He) e partículas sólidas (poeira interestelar) através da atração gravitacional acompanhada pela elevação da temperatura no seu interior. 2. A colisão das moléculas do gás faz com que a temperatura e a densidade aumentem até ao ponto em que o hidrogénio se começa a fundir e a formar hélio (4 núcleos de H fundem formando um de 4He). Como essa reação é exotérmica, a energia liberada mantém a pressão no interior da estrela, contrabalançando as forças gravitacionais que atraem a matéria da estrela em direção ao seu próprio centro. (Gigante Vermelha) 4. Queimado todo o H da estrela, o He resultante forma um núcleo estelar onde a temperatura não é mais suficiente para dar continuidade às reações termonucleares, assim, a pressão interna diminui, desequilibrando as forças que mantinham a estrutura da estrela. 5. A atração gravitacional faz com que as camadas externas comecem a cair rumo ao centro do astro, aumentando a pressão interna e a temperatura a um ponto suficiente para que se iniciem as reações nucleares do He. 6. Analogamente à fase anterior, essa fase continua até que todo o hélio seja queimado, sobrando agora um núcleo estelar de carbono, diminuindo a pressão e a temperatura (Supergigante Vermelha). 7. Novamente a matéria externa cai rumo ao centro, cresce a temperatura até iniciar a ignição do carbono, que novamente estabiliza a estrela. Esse processo se repete até que o núcleo central seja formado por ferro (Supernova). A fusão nuclear do ferro para formar elementos mais pesado não ocorre, pois esse elemento tem a maior energia de ligação por núcleon e esse tipo de reação requereria energia externa. Uma das duas galáxias menores, atravessou a galáxia maior e provocou uma onda na galáxia maior que segue empurrando gases e poeira a uma velocidade superior a 600 mil km/h. Fig. 1.5 Diagrama H-R (Hetrzsprung-Russel), no qual o tipo espectral de muitas estrelas cujas distâncias são conhecidas, está representado em função da luminosidade (relativa ao Sol=1). O Sistema Solar Formado a 4,6 Ba (Universos ,1 Ba) Originado provavelmente da explosão de uma Supernova, estimada em aproximadamente 8 massas solares, que em sua fase final teria sintetizado os elementos pesados que hoje constituem o Sol e seus planetas. Primórdios da evolução - Sol inicia o processo de fusão nuclear e as temperaturas na região mais interna (aprox. até a órbita de Júpter) permaneciam muito elevadas. Haveria um resfriamento gradativo, pela perda de energia por radiação e parte do gás teria se condensado em partículas sólidas, iniciando o processo de acresção planetária (colisões entre partículas devido a atração gravitacional). Formação de planetésimos – corpos com dimensões de 1 km Formação dos Protoplanetas – aglomeração de planetésimos Por fim atração de todo material sólido que girava nas proximidades, dando origem aos planetas. Origem do Sistema Solar (Sfranov, 1972) – nebulosa de gás e poeira cósmica, em forma de um disco achatado, em lenta rotação. Modelos de formação dos Planetas Impacto de meteorito Fragmentos de matéria sólida proveniente do espaço. Maioria é destruída e volatilizada pelo atrito quando ingressa na atmosfera terrestre. Cratera de Meterorito de 50.000 anos (Arizona) Classificação dos Meteoritos INTERNOS: Mercúrio, Venus, Terra e Marte. EXTERNOS: Jupiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão. CINTURÃO DE ASTEROIDES localizado entre Marte e Jupiter. Classificação dos Planetas: 1. Quanto a posição relativa ao Sol: 2. Quanto ao tamanho: PEQUENOS: Mercúrio, Venus, Terra, Marte e Plutão. Menores que 13000 km. GIGANTES: Jupiter, Saturno, Urano e Neptuno. Maiores que 48000 km. 3. Quanto a composição: TERRESTRES OU ROCHOSOS: Mercúrio, Venus, Terra e Marte São planetas constituídos por material rochoso, são densos, apresentam rotação lenta e superfície sólida, assim como poucos satellites. Ausência de anéis. JOVIAIS OU GASOSOS: Jupiter, Saturno, Uranos e Netuno: São planetas constituídos principalmente por hidrogênio e hélio. Em geral possuem baixa densidade, alta rotação e atmosfera densa. PLUTÃO: pequeno corpo congelado de metano, água e rocha. Obliquidade dos Nove Planetas : o ângulo entre o plano equatorial de um planeta e o seu plano orbital. Vênus, Urano e Plutão têm uma rotação retrógrada, ou uma rotação na direção oposta em relação aos outros planetas. (Copyright 1999 por Calvin J. Hamilton) O SOL Formado de He pela queima de H, há cerca de 4,6 Ba. Representa 99,8% da massa do Sistema Solar. Diametro: 1.390.000 Km Massa: 1.989 x 1030 kg Temperatura: 5800 K (surperfície) e 15.600.000 K (núcleo) PLANETAS INTERNOS TERRA Massa 6 x 1026 kg Densidade de 5,52 g/cm3 Volume 1,083 x 1012 km3 Atmosfera – N, H, O e Ar. Conjunto de condições que favorecem a existência e a estabilidade de muitas formas de vida. Coloração azul devido a envoltórios fluídos, que recobrem a atmosfera, e devido a hidrosfera. basaltos anortositos Idades obtidas > 4.0 Ba Planícies Highlands LUA Ambos os corpos diferenciados -núcleo metálico e manto silicático; Após a colisão - corpo impactante e parte do manto terrestre - despedaçados - muitos compostos voláteis foram liberados; Grande parte do manto do objeto que colidiu teria sido ejetada para uma situação orbital e coalesceria rapidamente formando um Lua, parcial, ou totalmente fundida; Grande parte do material do núcleo do corpo impactante, teria sido incorporado a Terra. Simulação de computador sobre a origem da Lua: impacto oblíquo de um objeto com cerca de 0,14 da massa terrestre, com velocidade de 5 km/s, durante os estágios finais de acresção planetária MERCÚRIO Vista de Mercúrio Órbita: 57.910.000 km (0.38 AU) do Sol Diãmtero: 4.880 km Massa: 3.30e23 kg Praticamente não tem atmosfera Geologicamente inativo Superfície árida Preserva grande quantidades de crateras de impacto, resultado de bombardeio de ocorrido nos primórdios da evolução do Sistema Solar. Imagens da superfície de Mercúrio – semelhancas com a Lua VÊNUS Órbita: 108,200,000 km Diâmetro: 12,103.6 km Massa: 4.869e24 kg Planeta de maior semelhança com a Terra (tamanho, peso e elementos químicos) Possui uma atmosfera densa (basicamente CO2, e quantidades menores de N, SO2) Possui rochas com composição basálticas. Pressão atmosférica cerca de 92 bars Enorme quantidade de gás carbônico – efeito estufa – Tºs quase 500ºC; Grande quantidades de vulcôes – regiões com elevadas quantidades de calor; Vulcão Sif Mons e superfície de Vênus coberta por derrames de lavas - Magelan MARTE Massa total 11% da massa da Terra; Atmosfera tenue (Patm – 0,007 bar); Atmosfera rica em CO2 com diminutas quantidades de N e Ar.; Processos geológicos dominados por ventos, constante modificações por tempestades de areia; Temperatura superfial baixa < 0ºC; Hemisfério sul – relevo mais elevado e acidentado; Hemisfério norte – planícies pontilhadas por enormes vulcões; Monte Olimpus – maior vulcão conhecidodo Sistema Solar. (h = 26 km) Atualmente não se tem observado evidências de atividades geológicas em marte. JÚPITER Gigante gasoso formado por He e H; Pelo tamanho descomunal pode ser considera como uma estrela que falhou; Possivelmente brilhou tal como uma estrela nos primórdios de sua evolução, porém com intensidade fraca; Possui alguns anéis e vários satélites, todos diferentes entre si e formados por material sólido. Temperatura de –140ºC a 0º PLANETAS EXTERNOS - Esfera de gás comprimido de baixa densidade Anéis de Júpiter Satélites de Júpiter SATURNO Gigante gasoso formado por H e He; Possui um cinturão de anéis que alternam zonas de alta luminosidade e zonas escuras; Pouco se conhece a cerca do interior de Saturno; URANO Possuem cerca de 20% de H e He, mas suas massas compreendem também sólidos, incluindo gelo e material rochoso; A superfície visível é corresponde a uma capa de metano e hidrogênio molecular; Temperatura da capa de – 210ºC; No plano equatorial está situado cinco satélites: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon. NETUNO Como os demais planetas de gás – sua atmosfera é basicamente composta de hidrogênio e hélio Supõe-se que não tenha superfície sólida. A cor azul de Netuno, deve-se à presença constante de metano em sua atmosfera. PLUTÃO Pequeno corpo congelado, constituído por metano, água e rocha Possui um satélite chamado Carone Crê-se que a superfície de Plutão atinge temperaturas até -240°C. Plutão Carone Parâmetros físicos dos planetas do Sistema Solar. O CINTURÃO DE ASTERÓIDES Localizado entre as órbitas de Marte e Júpiter; Anel com 150.000 km de fragmentos rochosos que se situa entre as órbitas de de Marte e Júpiter. Variam de tamanho e a maioria tem uma forma irregular. A gravidade de Júpiter impede– os de se tornarem um planeta. Ocasionalmente, os asteróides colidem com plantas. Pequenos fragmentos de asteróides colidem com a Terra, como meteoritos. COMETAS São constituídos predominantemente por material gasoso que representa a matéria primordial da nebulosa solar, Formados durante o processo de acresção planetária não puderam originar protoplanetas por estarem muito afastados entre si; Impacto do cometa Shoemaker-Levy em Jupiter (maio de 1994) Cometa Halley (se aproxima da Terra a cada 75-76 anos)
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