Arquitetura do universo

Arquitetura do Universo Componente de Química

Unidade 1 – Das estrelas ao átomo Física e Química A – 10º ano

Fonte: http://hubblesite.org/gallery/album/the_universe/pr1998018b/web/

Amélia Fabião

Imagem detalhada, do “Universo bebé”, criada a partir de nove anos de dados obtidos através da sonda WMAP da NASA Fonte: http://map.gsfc.nasa.gov/media/121238/index.html

INTRODUÇÃO LOCALIZAÇÃO DA TERRA NO UNIVERSO ORIGEM DO UNIVERSO ESCALAS DE COMPRIMENTO, DE TEMPO E DE TEMPERATURA A FORMAÇÃO DOS ELEMENTOS QUÍMICOS AS TRÊS GRANDES PROVAS A FAVOR DA TEORIA DO BIG BANG REAÇÕES NUCLEARES REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS Amélia Fabião

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INTRODUÇÃO

“A coisa mais incompreensível acerca do nosso Universo é que ele pode ser compreendido.”

Albert Einstein

Fonte: http://www.lowdensitylifestyle.com/the-masters-of-enlightenment-albert-einstein/

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O que é o Universo?

O Universo ou Cosmos é tudo o que existe, existiu ou existirá.

A palavra cosmologia tem origem grega e resulta da junção de: ( Kosmos = “mundo” + logia = “falar sobre”) A Cosmologia é a Ciência que estuda a composição, estrutura em grande escala e evolução do Universo.

Fonte: http://www.sbfisica.org.br/fne/Vol6/Num1/cosmologia.pdf

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Desde os tempos pré-históricos que o Homem tem manifestado grande curiosidade pelo Universo!

O Universo teve início?

De que é feito? É finito ou infinito?

Terá fim?

Fonte: http://helpinhaartesvisuais.blogspot.com/2010/07/o-pensador.html

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Aristóteles (384 – 322 a.C.) Para Aristóteles e seus discípulos o Universo consistia numa região celestial, esférica e em movimento, envolvendo a Terra imóvel que ocupava o centro.

Fonte: http://www.vidaslusofonas.pt/aristoteles.htm

Esta teoria durou mais de 1500 anos devido ao suporte matemático apresentado por Ptolomeu!

Fonte: http://www.recursos-tic.org/proyecto/

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Ptolomeu (século II d.C.) Ptolomeu criou um modelo matemático que apoiou a filosofia de Aristóteles.

Este modelo previa, com precisão, as posições dos planetas.

Fonte:http ://www.geocities.ws/saladefisica9/biografias/ptolomeu.html

Universo geocêntrico (centrado na Terra) Fonte: http://umavisaoterra.pbworks.com/w/page/8734359/Geocentrismo

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Nicolau Copérnico (1473 - 1543) Defende um modelo heliocêntrico segundo o qual o movimento de todos os planetas era descrido em relação ao Sol e não em relação à Terra.

Fonte: http://www.ccvalg.pt/astronomia/historia/copernico.htm

O modelo heliocêntrico permitiu, após os trabalhos de Galileu, Kepler e Newton, uma descrição matemática mais simples do movimento dos planetas.

Universo heliocêntrico (centrado no Sol) A Terra deixa de ser o centro do Universo!

Amélia Fabião

Fonte: http://www.oocities.org/br/saladefisica9/biografias/copernic

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GALILEU (1564-1642) Galileu aperfeiçoou a luneta, inventada pelo holandês Hans Lippershey (1570-1619), tendo em 1610 observado montanhas e crateras na Lua, manchas no Sol e quatro satélites em volta de Júpiter.

Luneta de Galileu

Fonte: http://culturaleducation.wordpress.com

/

As observações efetuadas levaram-no a defender heliocêntrico de Copérnico.

por Galileu o sistema

Fonte: http://ufoecia.blogspot.pt/2011/01/quem-foi-galileu-ga

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Tycho Brahe (1546-1601) Brahe fez durante mais de vinte anos numerosas observações das posições de estrelas e planetas visíveis a olho nu (ainda não tinha sido inventado o telescópio).

Fonte: http://soteoria.hd1.com.br/cosmologia/tycho.htm

Instrumentos utilizados por Brahe Sextante

Armilar equatorial

Quadrante de azimute

Fonte: http://soteoria.hd1.com.br/cosmologia/tycho.htm

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Tycho Brahe defendia um sistema no qual a Terra é estacionária, o Sol anda à roda da Terra, e os outros planeta andam à volta do Sol. No entanto, com os dados que recolheu, surgiram problemas que não conseguia explicar.

Para resolver esses problemas Brahe necessitava da ajuda de um matemático.

Eis que surge o jovem Johannes Kepler!

Fonte: http://www.dannybia.com/danny/pens/johannes_kepler.htm

"Esse homem incomparável", como lhe chamou Einstein.

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KEPLER (1571-1630) "Os meus corpos celestes não eram o nascimento de Mercúrio na sétima casa em quadratura com Marte, mas Copérnico e Tycho Brahe. Sem as suas observações, tudo o que eu pude trazer à luz estaria enterrado na escuridão." http://www.brasil.terravista.pt/magoito/1866/Historia/Kepler.htm Fonte: http://pt.wikipedia.org/wiki/Johannes_Kepler

Kepler formulou três famosas leis, conhecidas por Leis de Kepler, que descrevem o movimento dos planetas em torno do Sol e confirmam a teoria heliocêntrica.

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Fonte: http://cftc.cii.fc.ul.pt/PRISMA/capitulos/capitulo1/modulo3/topico1.php

Atualmente sabemos que as Leis de Kepler aplicam-se sempre que um corpo celestial, ou outro qualquer corpo, orbita sob a influência da força gravitacional (força proposta mais tarde por Isaac Newton).

SABER MAIS … http://astro.if.ufrgs.br/Orbit/orbits.htm

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Filme sobre Brahe e Kepler

http://www.youtube.com/watch?v=ZOyqN-GbjvA&feature=related

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Isaac Newton (1643 – 1727) “Se pude ver mais além dos demais, foi porque me pus de pé nos ombros de gigantes " Isaac Newton

Fonte: http://www.dannybia.com/danny/pens/isaac_newton.htm

Fonte: http://astronomia.blog.br/jhoanes-kepler-sobre-conquista-espacial/ Fonte: http://palavrasquesederretemnaboca.blogspot.pt/2009/02/galileu-

Galileu

Kepler

Os trabalhos de Galileu sobre o movimento dos astros e dos corpos em geral permitiram que Newton explicasse a concordância do movimento dos planetas com as leis de Kepler.

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Sem o avanço tecnológico que ocorreu a partir do século XX, seria impossível formular e testar teorias sobre o Universo!

Somos as primeiras gerações a ter capacidade tecnológica para estudar cientificamente o Universo, graças ao desenvolvimento de instrumentos de alta precisão, como grandes telescópios e satélites.

Fonte: http://www.sbfisica.org.br/fne/Vol6/Num1/cosmologia.pdf

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Hubble viria a dar um contributo decisivo para o desenvolvimento da cosmologia.

Fonte: http://blog.educastur.es/bitacorafyq/category/astronomia/

Em 1919 um jovem astrónomo, Edwin Hubble, foi colocado no observatório do Monte Wilson (EUA), onde se encontrava o maior telescópio construído até à data: o telescópio Hooker, um refletor cujo espelho tinha 2,5 m de diâmetro.

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O grande telescópio de 5 m de diâmetro do Monte Palomar, nos Estados Unidos, começou a operar em 1949.

Fonte: http://www.astrofacil.com/Articulos/Astronomia_desde_el_espacio/Astronomia_desde_espacio.html

O Telescópio espacial Huble Foi lançado em 1990 http://hubblesite.org/

Fonte: http://hubblesite.org/gallery/spacecraft/06/web

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O telescópio espacial Spitzer foi lançado em 2003 http://www.spitzer.caltech.edu/

Fonte: http://www.spitzer.caltech.edu/mission

A sonda espacial Kepler foi lançada em 2009 http://kepler.nasa.gov/ Fonte: http://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Telescope_Kepler-NASA.jpeg

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Fonte: http://hypescience.com/mega-telescopio-de-u-1-bilhao-sera-construido-no-chile/

O maior telescópio do mundo está a ser construído num deserto na região norte do Chile.

O telescópio deverá entrar em funcionamento em 2018.

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Paradoxalmente, ao mesmo tempo que alcançamos um estágio de grande conhecimento, sabemos que a maior parte do Universo é feito de algo que ainda não conhecemos: a matéria escura e a energia escura que correspondem a 96% do Universo.

Fonte: http://www.sbfisica.org.br/fne/Vol6/Num1/cosmologia.pdf

O Universo visível corresponde apenas a 4% do Universo!

Ainda falta conhecer 96% do Universo!

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LOCALIZAÇÃO DA TERRA NO UNIVERSO A Terra é o terceiro planeta do Sistema Solar.

Fonte: http://simplesastronomia.blogspot.com/2010/07/o-sistema-solar.html

O sistema Solar está integrado numa galáxia chamada Via Láctea que contém mais de 200 mil milhões de estrelas.

A Via Láctea é uma galáxia em espiral.

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Fonte: http://www.passeiweb.com/na_ponta_lingua/sala_de_aula/geografia/geografia_geral/formaca

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As galáxias são grandes agrupamentos de estrelas, gás e poeiras interestelares. Podem conter biliões ou triliões de estrelas e, por vezes, muitas delas possuem sistemas planetários.

Qual é a estrela mais próxima da Terra depois do Sol? Alfa Centauro (pertence à Constelação do Centauro) e encontra-se à distância de 4,2 ano-luz (41 biliões de km) do Sol. Fonte: http://www.icultgen.com.br/2009/12/12/alfa-centauri-na-cultura-popular/

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A distância da Terra ao Sol é de 8 minutos-luz!

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As galáxias podem ter várias formas

Fonte: http://www.prof2000.pt/users/angelof/af16/ts_galaxias/bigga2.htm

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Onde teremos maior possibilidade de encontrar uma galáxia?

Perto de outra galáxia!

As galáxias têm tendência a formar grupos que se designam por grupos de galáxias ou enxames de galáxias.

A Via Láctea faz parte do Enxame Local, ou Grupo Local, que é constituído por cerca de vinte galáxias vizinhas da nossa, tratase de um pequeno enxame de galáxias.

A Via Láctea é uma das galáxias maiores do Enxame Local.

Quais são as galáxias mais conhecidas que se encontram perto da Via Láctea?

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ANDRÓMEDA (visível a olho nu no hemisfério norte) Fonte: http://observatorio.info/2008/01/andromeda-universo-isla/

Pequena Nuvem de Magalhães (só visível no hemisfério sul) Fonte: http://eternosaprendizes.com/

Grande Nuvem de Magalhães (só visível no hemisfério sul) Fonte: http://eternosaprendizes.com/

As Nuvens de Magalhães são galáxias satélites da Via Láctea.

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Os enxames de galáxias organizam-se numa unidade superior. O superenxame!

Os superenxames galácticos distribuem-se pelo universo formando uma imensa teia.

Fonte: http://www.prof2000.pt/users/angelof/af16/ts_cosmologia/index.htm

O Enxame Local faz parte do Superenxame da Virgem

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Terra

Sistema Solar

Como localizar a Terra no Universo?

Via Láctea

Enxame Local

Superenxame da Virgem Amélia Fabião

Universo 28

Existem projetos com o objetivo de elaborar um mapa do Universo.

O mais completo desses projetos, denominado Sloan Digital Sky Survey (SDSS) , está a criar um mapa tridimensional que já contém mais de 930 000 galáxias e mais de 120 000 quasars. http://www.sdss.org/

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SDSS

Fonte: http://www.sdss.org/news/releases/20031028.powerspectrum.html

Imagem tridimensional, obtida numa segunda fase, construída a partir do conhecimento das distâncias entre as galáxias.

Imagem bidimensional obtida numa primeira fase.

Fonte: http://www.sbfisica.org.br/fne/Vol6/Num1/cosmologia.pdf

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ORIGEM DO UNIVERSO Até ao século XX, os cientistas acreditavam que o Universo era estático e tinha idade infinita.

Até Einstein acreditou num universo estático!

Fonte: http://www.lowdensitylifestyle.com/the-masters-of-enlightenment-albert-einstein/

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As equações da Teoria Geral da Relatividade de Einstein (1915) não conduziam diretamente a um Universo estático.

Einstein não tinha motivos para supor que o Universo estivesse em expansão ou em contração!

A visão geral do Universo na época apontava para um universo estático.

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Einstein modificou as suas equações da Teoria Geral da Relatividade, introduzindo a famosa constante cosmológica, para obter um Universo estático (a solução estática de Einstein é de 1917).

A constante cosmológica equivale, usando uma analogia newtoniana, à presença de uma força repulsiva, uniforme e homogénea, que deveria contrariar a atração entre a matéria normal (contrabalançava os efeitos atrativos da gravitação).

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O holandês Willem De Sitter (1872-1934) publicou, também em 1917, outra solução para as equações de Einstein, que hoje é conhecida por solução de W. De Sitter.

Einstein e Willem De Sitter Imagem © Wide World Photos, New York.

O Universo de Sitter é semelhante ao de Einstein, estático e finito, porém sem matéria.

Trata-se de um modelo matemático (como a densidade da matéria no Universo é muito pequena, matematicamente é razoável considerar essa densidade nula).

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A solução De Sitter também envolvia a constante cosmológica.

Sitter mostrou, utilizando o seu modelo cosmológico sem matéria, que quando partículas materiais de teste estivessem presentes, elas se afastariam com uma velocidade proporcional à distância.

Este efeito ficou conhecido como Efeito De Sitter.

No entanto, W. De Sitter não interpretou esse efeito como se os corpos se estivessem realmente a afastar por causa da expansão do espaço. http://paje.fe.usp.br/~mef-pietro/mef2/app.upload/222/00_Texto%20Auxiliar%20-%20Controversias%20na%20cosmologia.pdf

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A construção da teoria do Universo em expansão teve vários colaboradores, foi um processo que durou alguns anos, envolvendo tanto aspetos teóricos, quanto experimentais.

O matemático russo Alexander Friedmann (1888-1925) investigou soluções das equações da relatividade geral, mostrando que havia várias possibilidades de universos em expansão ou contração.

Friedmann publicou os seus trabalhos em 1922.

Fonte: http://paje.fe.usp.br/~mef-pietro/mef2/app.upload/222/00_Texto%20Auxiliar%20-%20Controversias%20na

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/62/Aleksandr_Fridman.png

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Em 1927, Georges Lemaître, padre e cosmólogo belga, publicou um modelo cosmológico, correspondente a um Universo estático (semelhante ao de Einstein), mas que após certo tempo saiu do equilíbrio e passou a expandir-se.

Georges Lemaître (1894-1966)

http://pt.wikipedia.org/wiki/Georges_Lema%C3%AEtre

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Milton Lasell Humason (1891 — 1972)

http://pt.wikipedia.org/wiki/Milton_L._Humason

Edwin Hubble (1889 —1953)

http://pt.wikipedia.org/wiki/Edwin_Powell_Hubble

Em 1929, os astrónomos americanos Milton Humason e Edwin Huble, na sequência de observações efetuadas no telescópio de Monte Palomar, descobriram que as galáxias se afastavam umas das outras com grande velocidade e que a velocidade era diretamente proporcional à distância entre as galáxias.

O espaço entre as galáxias está a crescer.

Então o Universo encontra-se em expansão!

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Animação sobre a expansão do Universo:

http://www.7stones.com/Homepage/Publisher/GR.html

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Imagine que tinha sido possível filmar a evolução do Universo. O que veríamos nas últimas cenas do filme?

http://www.7stones.com/Homepage/Publisher/GR.html

O Universo em expansão Amélia Fabião

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Imagine que passávamos o filme ao contrário. O que veríamos?

http://www.7stones.com/Homepage/Publisher/GR.html

O Universo em contração!

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Simulação do “Universo balão”

http://astro.unl.edu/classaction/animations/cosmology/balloon.html

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Lemaître, expôs, em 1931, uma teoria que chamou de "hipótese do átomo primordial” propondo que o Universo teria tido um início repentino.

Georges Lemaître (1894-1966)

http://pt.wikipedia.org/wiki/Georges_Lema%C3%AEtre

Em 1948 George Gamow e os seus colaboradores desenvolveram a teoria sobre a origem do Universo conhecida hoje por Big Bang.

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George Gamow (1904-1968) http://www.colorado.edu/physics/Web/Gamow/career.html 43

Curiosamente é em 1950 que Fred Hoyle , um opositor da teoria do Big Bang, sugeriu pejorativamente o nome "Big Bang" para o evento de início do Universo.

Defensor da Teoria do Universo Estacionário

Fred Hoyle (1915-2001) http://en.wikipedia.org/wiki/Fred_Hoyle

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O que defende a teoria do Big Bang?

De acordo com a Teoria do Big Bang houve um momento, à cerca de 14 mil milhões de anos, em que se iniciou a evolução do Universo.

Pensa-se que no início toda a energia do universo (energia primordial) se encontrava extremamente concentrada.

Uma flutuação nessa energia teria dado origem a uma expansão muito rápida acompanhada de um progressivo arrefecimento do cosmos.

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Quando, a propósito do Big Bang, nos referimos à “grande explosão” não significa que tenha havido uma explosão, como, por exemplo, a que ocorre num fogo de artifício!

Fonte: http://br.freepik.com/fotos-gratis/explosao-fogo-de-artificio_540011.htm

A expressão “grande explosão” refere-se a uma expansão muito rápida.

Com o Big Bang iniciou-se a contagem do tempo universal e nasceu o espaço.

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Tempo = 0 T= infinito

Big Bang

Tempo = 0,000001 s T> 1012 K

Forma-se o plasma de quarks e gluões

Os Gluões são responsáveis pela ligação ou força forte que prende os quarks nos protões e nos neutrões e também os protões e neutrões entre si.

Fonte: http://library.thinkquest.org/05aug/01087/quarks.html

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Tempo = 0,0001 s T= 1012 K

Formam-se os nucleões

Adaptado de: http://www.notapositiva.com/trab_estudantes/trab_estu

Tempo = 3 min T= 109 K

Formam-se os primeiros núcleos

Tempo = 300 000 anos T = 4000 K Tempo > 109 anos T < 20 K

Formam-se os primeiros átomos Formam-se as primeiras estrelas e galáxias

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Fonte: http://www.lip.pt/outreach/oldweb/posters/9112020_3_pt.jpg

Limitações da Teoria do Big Bang: A Teoria do Big Bang não consegue dar resposta a muitas questões:

•Porque ocorreu o Big Bang?

•Como ocorreu?

•Havia algo antes do Big Bang?

•Qual o destino do Universo?

Fonte: http://www.esec-valenca.rcts.pt/folha_025.htm

Fonte: http://www.pensandosobreoinconsciente.blogspot.com/

No entanto a Teoria do Big Bang é atualmente aceite pela maioria da comunidade científica.

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Outras teorias sobre a origem do Universo Teoria do Estado Estacionário A Teoria do Estado Estacionário foi proposta, em 1948, por Hermann Bondi, Thomas Gold e Fred Hoyle.

Fonte: http://www.astro.iag.usp.br/~ronaldo/intrcosm/Historia/hist47.html

Esta teoria interpreta de modo diferente o afastamento das galáxias!

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Segundo a Teoria do Estado Estacionário, à medida que as galáxias se afastam umas das outras, ocorre a criação de matéria no espaço entre as galáxias.

Esta criação de matéria é muito lenta e contínua dando origem à formação de novas galáxias.

De acordo com a Teoria do Estado Estacionário a densidade do Universo possui um valor constante.

Adaptado de: http://www.monografias.com/trabajos75/teorias-creacion-universo/teorias-creacion-universo2.shtml

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Teoria das Cordas Veja o seguinte vídeo sobre a polémica Teoria das Cordas.

Não se vai arrepender!

Fonte: http://www.youtube.com/watch?v=ktb9nIC5Ko8&feature=related

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E o futuro? Qual será a evolução do Universo ?

O modelo de Big Bang é matematicamente fundamentado na Teoria da Relatividade Geral de Einstein e pela solução de Fridmann-Lemaître-Robertson-Walker.

A solução de Fridmann-Lemaître-Robertson-Walker representa uma família particular de soluções matemáticas das equações de Einstein.

Curiosidade:

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Atendendo à solução de Fridmann-Lemaître-RobertsonWalker o futuro do Universo depende da densidade de matéria-energia ser maior, menor ou igual a um certo valor crítico.

Densidade matéria-energia do Universo

maior do que o valor crítico

Universo fechado

menor do que o valor crítico

Universo em expansão permanente

Igual ao valor crítico

Universo plano e em expansão permanente

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Universo fechado

Se o Universo fosse fechado sofreria uma expansão máxima a partir da qual passaria por uma fase de contração que culminaria com um novo Big Bang, e assim sucessivamente.

Fonte: http://science.howstuffworks.com/dictionary/astronomy-terms/big-crunch6.htm

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UNIVERSO

Fases de Expansão

Big Bang

Fases de Contração

Big Crunch

Big Crunch: animação

Fonte: http://en.wikipedia.org/wiki/Big_Crunch

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Universo em expansão permanente

Neste caso o Universo expandir-se-ia para sempre ou seja, o espaço aumentaria permanentemente.

Fonte: http://fisica.uc.pt/yf/z/ozone.php?args___=3.5.3.1.5..7.xvo&w=1&id_obj=d.1.0.7

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Atualmente acredita-se que os dados da observação são de molde a admitir que a densidade matéria-energia do Universo tem exatamente o valor crítico.

O Universo é espacialmente plano e em expansão permanente “Uns dizem que o mundo acabará em fogo: outros que será em gelo…

Qual será o destino do Universo?

Acabará provavelmente em gelo, a crer nos laureados com o Prémio Nobel da Física de 2011.

Estudaram cuidadosamente várias dezenas de explosões de estrelas, chamadas supernovas … LER MAIS” Comunicado da Academia Sueca de Ciências, para explicar, em linguagem simples e acessível, a atribuição do Prémio Nobel da Física 2011.

Fonte: http://astropt.org/blog/2011/10/05/premio-nobel-da-fisica-2011-atribuido-a-expansao-do-universo/

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O Prémio Nobel de física 2011 foi dividido, sendo metade para Saul Perlmutter, e a outra metade conjuntamente para Brian P. Schmidt e Adam G. Riess "pela descoberta da expansão acelerada do Universo através de observações de supernovas distantes".

Fonte: http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/

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O Homem não desiste de investigar!

Após cerca de 50 anos de pesquisa o CERN descobriu o Bosão de Higgs em 2012.

O maior acelerador de partículas do Mundo, localizado no CERN, quer descobrir os segredos da matéria e da origem do Universo.

Foi descoberta a chave para explicar a origem da massa das partículas!

Assim ficámos a conhecer 4% do Universo visível.

CERN saber mais… http://public.web.cern.ch/public/

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61

Stellarium: um planetário no seu computador

http://stellarium.org/pt_BR/

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ESCALAS DE COMPRIMENTO, DE TEMPO E DE TEMPERATURA ESCALAS DE COMPRIMENTO Quando medimos um comprimento usamos sempre a mesma unidade?

Que unidade utiliza para medir os seguintes comprimentos?

http://www.geocities.ws/atoleiros/Queluz.htm

metro (m) Unidade do SI

http://www.dedetizadora.cc/dedetizacao-de-formigas.php

milímetro (mm) (Submúltiplo do metro) Amélia Fabião

http://www.cm-felgueiras.pt/VSD/Felgueiras/vPT/Publica/OConcelho/GaleriaMult

quilómetro (km) (Múltiplo do metro) 63

As distâncias no Universo são muito grandes por isso as unidades que usamos habitualmente são demasiado pequenas.

Os astrónomos necessitam de outras unidades!

Unidades de comprimento utilizadas à escala espacial unidade astronómica ano-luz parsec Surgiu quando os astrónomos desenvolveram técnicas de cálculo de distâncias aliadas à geometria.

Amélia Fabião

Unidade de medida de distâncias dentro do Sistema Solar.

Unidades de medida de distâncias superiores às distâncias dentro do Sistema Solar.

64

unidade astronómica

1 ua Uma unidade astronómica (ua) é a distância média entre o Sol e a Terra.

1 ua = 1,5 x 1011 m 1 ua =149.597.870.700 m Amélia Fabião

65

ano-luz 1 ano-luz corresponde à distância percorrida pela luz durante um ano.

1 ano-luz

c = 3,0 × 108 m s − 1 Velocidade da luz no vazio

d v= ∆t

d = 9,5 × 1015 m

∆ t = 1 ano = 365,25 dias = ( 365,25 × 24 × 60 × 60) segundos Amélia Fabião

66

parsec Curiosidade:

Paralaxe, em astronomia, designa o ângulo formado por duas retas, que, partindo do centro de um astro, vão ter, uma ao centro da Terra, outra ao ponto onde se encontra o observador, e por meio do qual se determina a distância entre um astro e a Terra.

Fonte: http://www.zenite.nu/

Amélia Fabião

Saber mais 67

http://www.zenite.nu/

parsec 1 parsec é a distância da estrela ao Sol correspondente a 1 paralaxe de 1 segundo de arco

1 grau 3600 Fonte: http://www.if.ufrgs.br/~fatima/ead/grao.htm

1 parsec (pc) = 3,086 × 10 m = 3,26 anos - luz 16

Amélia Fabião

68

Animação do microscópico ao macroscópico

http://htwins.net/scale2/lang.html

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69

ESCALAS DE TEMPO Qual é a unidade de tempo do SI? A unidade de tempo do SI é o segundo (s) A grandeza tempo em Astronomia é normalmente expressa em anos.

O Universo tem a idade de cerca de 14 mil milhões de anos O Sol nasceu à cerca de 4500 milhões de anos Amélia Fabião

70

ESCALAS DE TEMPERATURA No espaço entre as estrelas as temperaturas são muitos baixas.

No interior das estrelas as temperaturas são extremamente elevadas.

Escalas de temperatura Celsius Fahrenheit Kelvin

O grau Celsius é utilizado na Europa O grau Fahrenheit é utilizado nos países anglo-saxónicos

O kelvin é a unidade de temperatura do SI Amélia Fabião

71

http://www.youtube.com/watch?v=xQP5ZOXme_g

Amélia Fabião

72

Daniel Fahrenheit (1686 -1736)

Fonte: http:// professorherminio.blogspot.pt/2011/05/fahrenheit-de-comerciante-fisico.html

Fonte: http://www.aceav.pt/blogs/ilidiasuarez/Lists/Artigos/Post.aspx?ID=32

Anders Celsius (1701–1744)

Amélia Fabião

Lorde Kelvin (1824 —1907)

Fonte: Fonte: http://pt.wikipedia.org/wiki/Anders_Celsius http://www.sil.si.edu/Exhibitions/Underwater

73

θ (ºC) ≠ T (K) ≠ θ (ºF)

mas ∆θ (ºC) = ∆T (K) ≠ ∆θ (ºF) Fonte: http://fisica-maniacos.blogspot.com/2011/05/escalas-termicas.html

100 divisões da escala Celsius correspondem a 180 divisões da escala Fahrenheit, logo 1 divisão da escala Celsius corresponde 1,8 divisões da escala Fahrenheit (1,8 = 9/5).

T (K) = θ (ºC) + 273,15 Amélia Fabião

θ (ºF) = 9/5 x θ (ºC) + 32 74

A FORMAÇÃO DOS ELEMENTOS QUÍMICOS 1- DA RADIAÇÃO À MATÉRIA O Universo surgiu, de acordo com a Teoria do Big Bang, de uma expansão muito rápida, da energia primordial que se encontrava extremamente concentrada.

Inicialmente não havia matéria!

Apenas energia na forma de fotões de alta energia (raios γ e raios X).

Fonte: http://sentidos5espsmm.blogspot.com/2008/01/o-que-luz.html

Amélia Fabião

75

A matéria surgiu a partir dos fotões!

Hoje sabemos que um fotão pode originar uma partícula de matéria e outra de antimatéria.

fotão → matéria + antimatéria Quando uma partícula de antimatéria colide com a sua oposta de matéria, aniquilam-se mutuamente sendo convertidas num fotão (energia).

fotão ← matéria + antimatéria Amélia Fabião

76

Porque é que não existe tanta antimatéria como matéria se ambas são produzidas em quantidades iguais a partir da energia?

Os físicos pensam que num estádio inicial do Universo houve uma quebra espontânea de simetria na transformação dos fotões em matéria e antimatéria, tendo resultado um excesso muito pequeno de matéria.

Felizmente vivemos num mundo de matéria!! É possível criar antimatéria na Terra. O CERN já o fez!

A antimatéria é utilizada, em medicina, na tomografia por emissão de positrões (PET).

Fonte: http://algol.fis.uc.pt/quark/viewtopic.php?f=7&t=172

Amélia Fabião

77

CURIOSIDADE :

Fonte: http://www.lip.pt/~pedros/aux/psilva_LHC.pdf

O muão e o tau são versões mais pesadas do eletrão.

Os neutrinos não possuem carga elétrica, movem-se por toda a parte, em todas as direções e com velocidade próxima da velocidade da luz.

Amélia Fabião

78

Como é que se formaram os primeiros núcleos?

Tempo = 3 min T= 109 K

A formação dos núcleos atómicos no Universo foi resultado de reações nucleares.

Reações químicas ≠ Reações nucleares Os núcleos dos átomos não se alteram.

Os núcleos dos átomos alteram-se e os elementos transmutam-se noutros elementos.

Ocorrem com libertação de grandes quantidades de energia.

Amélia Fabião

79

Quais são as partículas subatómicas? Como se representam?

Partícula

Símbolo

Protão

p

Neutrão

n

Eletrão

e- ou β-

Positrão

e+ ou β+

Neutrino

ν

Antipartícula do eletrão

Lê-se niú

Amélia Fabião

Notação 1 1

A Z

xq

p + ou 11H + 1 0

n

0 − −1 0 + 1

−

e ou -10β

e ou 10β

+

ν

0 0

Vamos pensar para preencher a coluna.

80

Como se escrevem as reações nucleares ?

Temos que respeitar duas regras básicas

üA

soma dos números de massa das partículas reagentes tem de ser igual à soma dos números de massa das partículas dos produtos.

üA soma dos números atómicos das partículas reagentes tem de ser igual à soma dos números atómicos das partículas dos produtos.

1 0

n + p→ H + γ 1 1

2 1

Amélia Fabião

2 1

H + H→ H + p 2 1

3 1

81

1 1

2 - NUCLEOSSÍNTESE Ocorreu antes da formação das estrelas

Nucleossíntese primordial

Nucleossíntese Síntese dos núcleos atómicos

Nucleossíntese estelar

Ocorre durante a evolução das estrelas

Nucleossíntese interestelar

Ocorre em meio estelar

Amélia Fabião

82

Nucleossíntese primordial Tempo = 300 000 anos T = 4000 K

Tempo = 3 min T= 109 K Começou a nucleossíntese primordial.

Os eletrões ligam-se aos núcleos e formam-se os primeiros átomos.

A seguir ao Big Bang formaram-se o deutério, trítio, hélio-3, hélio-4, lítio-7 e berílio-7.

Amélia Fabião

83

Vamos escrever as reações nucleares que deram origem aos primeiros núcleos: 1 0

n + p→ H + γ

2 1

H + n→ H + γ

1 1

1 0

2 1

Deutério

3 1

Trítio 2 1

H + H→ H + p 2 1

3 1

1 1

Amélia Fabião

Nota: Os núcleos atómicos foram representados com a mesma notação usada para os átomos.

84

2 1

H + p→ He + γ 1 1

3 2

Hélio-3 2 1

H + H → He + n

3 1

2 1

3 2

1 0

H + p→ He + γ 1 1

4 2

Hélio-4 3 2

He + n→ He + γ 1 0

4 2

Amélia Fabião

85

He + H → Li + γ

Lítio-7

He + He→ Be + γ

Berílio-7

4 2

4 2

3 1

3 2

7 3

7 4

Na nucleossíntese primordial, não se formou nenhum elemento com número atómico superior a quatro.

Os elementos com número atómico superior foram formados nas estrelas.

Amélia Fabião

86

Nucleossíntese estelar Tempo > 109 anos

T < 20 K

Devido à ação da força gravitacional os átomos formados na nucleossíntese primordial juntaram-se em nuvens de gás.

A nuvem de gás continua a compressão e o aquecimento originando uma protoestrela.

Fonte: http://hubblesite.org/gallery/album/star/protostellar_jet/pr1995024i/web/

Ao continuar a compressão e, devido ao extremo aquecimento , iniciam-se as reações de fusão nuclear.

NASCE UMA ESTRELA!

Amélia Fabião

87

Nas reações de fusão nuclear os núcleos dos átomos mais leves transformam-se em núcleos de átomos mais pesados.

A fusão nuclear nas estrelas ocorre por etapas.

A primeira reação nuclear que ocorre é a de fusão do hidrogénio com produção de hélio.

0 + 1

4 H → He + 2 e + 2ν + γ 1 1

4 2

Neste processo é produzida uma grande quantidade de energia e a estrela começa a brilhar!

Amélia Fabião

88

A energia libertada intensifica a agitação das partículas, originando forças de pressão que tendem a expandir a matéria estelar, contrariamente à força da gravidade que tende a comprimi-la.

Na estrela mantém-se o equilíbrio entre estas forças durante a maior parte da sua vida.

Esta é a fase principal da vida da estrela Fonte: http://www.prof2000.pt/users/angelof/af16/ts_estrelas/evolucao_estelar_modelos_estrutura.htm

A duração desta fase depende da massa da estrela

Amélia Fabião

89

Estrelas de maior massa

Maior temperatura

Porquê?

Maior brilho Menor duração

Nas estrelas de maior massa a contração gravitacional é maior, para contrariar esta contração as forças de pressão têm de aumentar, sendo por isso necessário uma maior rapidez nas reações de fusão.

Amélia Fabião

90

Amélia Fabião

91

As estrelas nascem, vivem e morrem!

A evolução de uma estrela vai depender da sua massa.

Estrelas pequenas

M < 0,8 Mo Mo significa massa do Sol

Estrelas

Estrelas tipo Sol

M < 8 Mo

Estrelas gigantes

M>8 Mo

Amélia Fabião

92

Estrelas tipo Sol O que acontece quando todo o hidrogénio existente no coração da estrela se transforma em hélio?

üAs forças de pressão deixam de existir; üAs forças de gravidade são responsáveis pela contração de coração da estrela;

üO coração da estrela ao contrair-se aquece; üO aumento da temperatura do coração da estrela é suficiente para permitir novas reações de fusão nuclear.

Amélia Fabião

93

O hélio transforma-se em carbono e oxigénio

3 He→ 4 2

12 6

12 6

C+ He→ 4 2

C + energia 16 8

O + energia

A estrela irá transformar-se numa gigante vermelha

Amélia Fabião

Fonte: http://www.prof2000.pt/users/angelof/af16/ts_sol/bigsol115.htm

94

Nesta fase o Sol dilatar-se-á até chegar além da órbita de Marte.

Fonte: http://www.prof2000.pt/users/angelof/af16/ts_estrelas/bigest89.htm

Tal só acontecerá daqui a cerca de cinco mil milhões de anos.

Amélia Fabião

95

Na fase final a estrela ejeta as suas camadas externas no espaço interestelar.

Origina as nebulosas planetárias A Nebulosa do Anel (M57) mede cerca de um ano-luz em diâmetro .

Crédito: H. Bond et al., Hubble Heritage Team (STScI / AURA), NASA

Amélia Fabião

96

O coração da estrela terminará como uma anã branca (uma estrela de carbono).

Fonte: http://eternosaprendizes.com/tag/ana-branca/

A anã branca tem uma densidade gigantesca, alguns milhares de vezes superior à densidade do chumbo.

A luz da anã branca diminuirá de forma gradual até a estrela ficar escura.

Amélia Fabião

97

Resumindo: Estrela tipo Sol

M < 8 Mo Mo →massa do Sol

Gigante vermelha Fonte: http://www.prof2000.pt/users/angelof/af16/ts_sol/bigsol118.htm

Nebulosa planetária

Amélia Fabião

Anã branca

98

Estrelas Gigantes Como a massa destas estrelas excede oito vezes a massa do Sol a força gravitacional é muito intensa e a estrela tem a capacidade de sintetizar outros elementos, a partir do carbono e do oxigénio. O elemento mais pesado sintetizado pela estrela é o ferro.

A estrela irá transformar-se numa supergigante vermelha

Imagem de Betelgeuse, uma supergigante vermelha, da constelação Orionte Fonte: Hubble.

Amélia Fabião

99

Fonte: http://www.prof2000.pt/users/angelof/af16/ts_estrelas/bigest93.htm

Na fase de supergigante, a estrela apresenta uma estrutura em camadas, com todos os elementos químicos sintetizados distribuídos em camadas entre um núcleo de ferro inerte e um envelope gasoso de hidrogénio.

Amélia Fabião

100

A energia libertada no coração da estrela não é suficiente para se iniciar a fusão do ferro. Nesta altura o coração de ferro colapsa rapidamente devido à força gravitacional.

A supergigante acaba por explodir, lançando as suas camadas exteriores para o espaço.

Uma supernova é uma supergigante em explosão Fonte: http://hubblesite.org/gallery/album/star/supernova/pr1995049a/small_web/npp/all/titles/true/

Amélia Fabião

101

É na supernova que são produzidos os elementos mais pesados desde o ferro ao urânio.

Vídeo supernova (Hubble) http://www.youtube.com/watch?v=yCL-eJuWpI4

A partir desta fase o futuro da estrela vai depender da sua massa.

8 Mo < M < 25 Mo

M > 25 Mo Mo →massa do Sol

O resíduo estelar será uma estrela de neutrões (pulsar) Amélia Fabião

O resíduo estelar será um buraco negro 102

Os limites, indicados anteriormente, de 8 vezes a massa do Sol e 25 vezes a massa do Sol são limites aproximados e, por isso, pouco rigorosos (Atenção: a comparação é entre a MASSA INICIAL DA ESTRELA E A MASSA DO SOL).

Relativamente às estrelas gigantes podemos afirmar com mais rigor que: Se após a libertação das camadas exteriores da estrela, a massa resultante estiver compreendida entre 1,4 e 3 vezes a massa do Sol a estrela morrerá como estrela de neutrões; Ø

Se após a libertação das camadas exteriores da estrela, a massa resultante for superior a 3 vezes a massa do Sol a estrela morrerá como um buraco negro. Ø

Amélia Fabião

103

Estrela de neutrões ou pulsar:

Devido à compressão a que os átomos ficam sujeitos, os núcleos degradam-se e os protões transformam-se em neutrões.

A estrela de neutrões é uma esfera com uma densidade de centenas de milhões de toneladas por centímetro cúbico.

Fonte: http://www.universetoday.com/15306/forget-neutron-stars-quark-stars-might-be-the-densest-bodies-in-the-universe/

Amélia Fabião

104

Uma estrela de neutrões, que tenha resultado de uma estrela em rotação, pode rodar muito rapidamente e emitir radiação eletromagnética.

Fonte: http://www.youtube.com/watch?v=HSyRMotOhoM

Se a radiação emitida passar no plano da órbita da Terra a estrela será identificada como um pulsar.

Amélia Fabião

O nome "pulsar" é oriundo da expressão inglesa "Pulsating Radio Source" (Fonte de Rádio Pulsante).

105

Buraco negro: Quando se forma um buraco negro o resíduo estelar torna-se ainda mais denso do que numa estrela de neutrões.

Fonte: http://www.apolo11.com/display.php?imagem=imagens/etc/galaxia_ngc_1097_buraco_negro_big.jpg

Amélia Fabião

Um buraco negro exerce uma força gravitacional tão intensa que nada de lá sai, nem a luz!

106

Resumindo:

M > 8 Mo

Estrela gigante

Mo 竊知assa do Sol

Supergigante vermelha

Supernova M > 25 Mo

8 Mo < M < 25 Mo

Estrela de neutrﾃｵes

Amﾃｩlia Fabiﾃ｣o

Buraco negro

107

Nucleossíntese em meio interestelar

O Universo é atravessado por raios cósmicos

Estes raios provêm das explosões das supernovas e de outros fenómenos cósmicos violentos.

Núcleos de átomos e/ou eletrões altamente energéticos, que viajam praticamente à velocidade da luz.

Cerca de 87% dos núcleos são de hidrogénio e 12% de hélio.

Supernova

Fonte: http://en.wikipedia.org/wiki/File:Keplers_supernova.jpg

Amélia Fabião

108

Os raios cósmicos colidem com outros elementos existentes no espaço interestelar, originando elementos leves ainda inexistentes como o lítio-6, o berílio-4 e o boro.

12 6 12 6

C + p→ 1 1

10 5

B+ He 3 2

C+ p→ Be + He + p 1 1

9 4

3 2

1 1

Nestas reações nucleares um núcleo maior é desagregado em núcleos menores.

Amélia Fabião

Nestas reação nucleares não está a ocorrer uma fusão!

Trata-se de uma cisão ou fissão nuclear!

109

“Assim, é possível dizer que todos e cada um de nós somos verdadeira e literalmente um pedaço de poeira de estrelas” Conclusão do discurso de aceitação do Prémio Nobel da Física, em 1983, pelo físico americano, William Fowler

Subramanyan Chandrasekhar e William Alfred Fowler Prémio Nobel da Física de 1983 http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/

O Prémio Nobel de Física 1983 foi dividido igualmente entre Subramanyan Chandrasekhar "pelos seus estudos teóricos sobre os processos físicos importantes para a compreensão da estrutura e evolução das estrelas" e Alfred William Fowler "pelos seus estudos teóricos e experimentais sobre as reações nucleares da formação dos elementos químicos no Universo " .

Fonte: http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/

Amélia Fabião

110

“Um grupo de astrónomos descobriu gases reminiscentes das primeiras estrelas que iluminaram o Universo e que morreram há mais de 13 mil milhões de anos. Os resultados foram publicados em Dezembro de 2010 na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.”

Fonte: http://www.publico.pt/Ci%C3%AAncias/astronomos-descobrem-restos-da-primeira-geracao-de-estrelas-que-iluminou-o-universo_1473740

Estas estrelas são de 1ª geração (foram as primeiras estrelas formadas após o Big Bang)

Como é que se formaram as outras estrelas de 2ª e 3ª geração?

Amélia Fabião

111

As estrelas formam-se a partir de nebulosas que são nuvens de gás e poeira no meio das estrelas.

As nebulosas são as “maternidades das estrelas” A grande Nebulosa Carina é uma das maiores regiões de formação de estrelas na nossa galáxia.

Pode ser observada a olho nu.

Fonte: http://www.astronoo.com/pt/nebulosas.html crédito Imagem : NASA, SSC, JPL, Caltech, Nathan Smith (Univ. du Colorado), e outros.

Amélia Fabião

112

Sharpless 2 308 é uma enorme nebulosa anelar que envolve a estrela azul EZ CMa, no centro da foto, na constelação de Cão Maior. A estrela amarela brilhante à direita é a Omicron 1 CM.

Sharpless 2 308 Credit & Copyright: Don Goldman

Amélia Fabião

113

AS TRÊS GRANDES PROVAS A FAVOR DO BIG BANG 1ª prova – O afastamento dos enxames de galáxias

http://www.7stones.com/Homepage/Publisher/GR.html

O Universo está em expansão Amélia Fabião

114

2ª prova – A radiação de fundo de micro-ondas

Os astrónomos observam da Terra, com radiotelescópios, uma radiação de fundo vinda de todas as direções do espaço.

Trata-se da radiação de fundo de micro-ondas.

Amélia Fabião

Tal facto permite concluir que essa radiação não vem de nenhuma estrela, galáxia ou corpo celeste.

De onde provém esta radiação cósmica?

115

Quando os eletrões se ligaram aos núcleos formados na nucleossíntese primordial deixaram de existir eletrões livres.

A radiação deixou de ser absorvida pelas partículas existentes, começando a propagar-se pelo Universo, “enfraquecendo” devido à expansão.

Esta radiação chega-nos atualmente na forma de radiação cósmica de micro-ondas.

Amélia Fabião

116

A radiação cósmica de fundo foi prevista por George Gamov, Ralph Alpher e Robert Herman em 1948.

Esta radiação foi detetada em 1965, por Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson, do Bell Telephone Laboratories.

Antena de Arno Penzias e Robert Wilson Fonte: http://cftc.cii.fc.ul.pt/PRISMA/capitulos/capitulo1/modulo3/topico5.php

SABER MAIS… http://cftc.cii.fc.ul.pt/PRISMA/capitulos/capitulo1/modulo3/topico5.php

Amélia Fabião

117

Pyotr Leonidovich Kapitsa

Arno Penzias

Allan Woodrow Wilson Robert

O Prémio Nobel de Física 1978 foi dividido, metade concedido a Pyotr Leonidovich Kapitsa "pelas suas invenções básicas e descobertas na área da baixa temperatura física" , a outra metade em conjunto para Arno Penzias e Allan Woodrow Wilson Robert "pela descoberta da radiação cósmica de fundo Fonte: http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1978/ ".

Amélia Fabião

118

“Os recantos silenciosos da Pampilhosa da Serra

albergam o único radiotelescópio que cobre o Hemisfério Norte. Escutar emissões de micro-ondas provenientes da Via Láctea são alguns dos objetivos de estudo.”

A antena foi colocada numa zona deserta da serra onde as interferências são quase nulas.

Foto: Dr. Gen Portugal

Fonte: http://jpn.icicom.up.pt/2011/04/28/radiotelescopio_quer_desvendar_misterios_do_big_bang_na_pampilhosa_da_serra.html

Amélia Fabião

119

Expansão do Universo e radiação cósmica de fundo

http://phys23p.sl.psu.edu/phys_anim/astro/indexer_astro.html

Amélia Fabião

120

3ª prova – Abundância relativa dos elementos no Universo

em número de átomos dos elementos químicos na composição do Universo

O hidrogénio e o hélio juntos são responsáveis por praticamente 100% da composição do Universo!

Amélia Fabião

121

% em massa dos elementos químicos na composição do Universo

Todas as estrelas transformam hidrogénio em hélio As abundâncias relativas observadas para os elementos do Universo estão de acordo com as previstas a partir da Teoria do Big Bang.

Amélia Fabião

122

REAÇÕES NUCLEARES Cisão ou Fissão Nuclear

Um núcleo pesado divide-se em núcleos menores e mais estáveis.

Fusão Nuclear

Núcleos leves dão origem a núcleos maiores e mais estáveis.

Reações nucleares Libertam grandes quantidades de energia

Amélia Fabião

123

Lise Meitner e Otto Hahn colaboraram entre si no estudo dos núcleos atómicos.

A descoberta da fissão nuclear foi anunciada por L. Meitner no início do ano de 1939.

Fissão nuclear

Fonte: http://www.voiceseducation.org/category/tag/playback-series?page=7

O Prémio Nobel de Química 1944 foi atribuído a Otto Hahn "pela descoberta da fissão de núcleos pesados".

Fonte: http://nobelprize.org/nobel_prizes/chemistry/laureates/1944/

Otto Hahn - Prémio Nobel da Química 1944

http://nobelprize.org/nobel_prizes/chemistr

Amélia Fabião

124

Na fissão nuclear um núcleo pesado é bombardeado com neutrões ou outras partículas e divide-se em núcleos menores, mais estáveis, libertando uma ou mais partículas subatómicas e energia.

Reação em cadeia http://www.mundoeducacao.com.br/quimica/fissao-nuclear.htm

U + n→

235 92

1 0

Amélia Fabião

Kr +

92 36

141 56

Ba + 3 n 1 0

125

Animação sobre cisão nuclear:

http://www.atomicarchive.com/Movies/Movie4.shtml

Amélia Fabião

126

Como funciona um reator de cisão nuclear?

http://www.youtube.com/watch?v=b4Q9O1vICWs&feature=related

Amélia Fabião

127

Fusão Nuclear Na fusão nuclear formam-se núcleos maiores e mais estáveis a partir de núcleos mais leves. Este processo ocorre com libertação de grandes quantidades de energia (liberta-se mais energia do que na fissão nuclear).

0 + 1

4 H → He + 2 e + 2ν + γ 1 1

4 2

3 He→ 4 2

12 6

C + energia A fusão nuclear ocorre nas estrelas.

E na Terra também ocorre fusão nuclear?

Amélia Fabião

128

Atualmente está em construção, em França, um reator experimental de fusão nuclear (International Tokamak Experimental Reactor, ITER), no qual participam a União Europeia, os Estados Unidos, a Rússia, a Índia, a China e a Coreia do Sul.

Espera-se que este reator comece a operar em 2027.

ITER saber mais…

Fonte: www.iter.org

http://www.iter.org/

Amélia Fabião

129

Dificuldades tecnológicas da fusão nuclear: Para atingir a fusão controlada é necessário sujeitar a matéria a temperaturas muito elevadas (150 milhões de graus Celsius), altas densidades e durante um intervalo de tempo suficientemente longo.

Cria dificuldades a nível tecnológico

Amélia Fabião

130

Animação sobre fusão nuclear:

http://www.atomicarchive.com/Movies/Movie5.shtml

Amélia Fabião

131

Vantagens das centrais de fusão nuclear:

§Utilizam

como combustível o hidrogénio, em alternativa aos combustíveis radioativos; Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node12.htm

§Não

produzem resíduos radioativos de vida longa;

Fonte: http://www.ecodebate.com.br/2009/06/26/o-que-fazer-com-250-mil-toneladas-de-residuos-nuclear

/

Amélia Fabião

132

Vantagens das centrais de fusão nuclear:

Fonte: http://www.astronoo.com/articles/fissaoFusao-pt.html

§Em

caso de acidente não ocorrem os problemas ambientais associados às centrais de cisão nuclear.

Fonte: http://www.outraspalavras.net/files/2011/05/110505-FukushimaB.jpg

Amélia Fabião

133

REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS • Chang, R. (1994). Química. Lisboa: McGraw-Hill.

• Corrêa, C., Basto, F., & Almeida, N. (2007). Física e Química A 10º ou 11º (ano 1). Porto: Porto Editora.

• Dantas, M. C., & Ramalho, M. D. (2007). Jogo de Partículas.

Lisboa: Texto Editora.

• Hawking, S. (2002). O Universo numa casca de noz. Lisboa: Gradiva Publicações LDA. • Paiva, J., Ferreira, A., Ventura, G., Fiolhais, M., & Fiolhais, C. (2007). 10 Q, Física e Química A, Química, bloco 1. Lisboa: Texto Editores, LDA. Amélia Fabião

134

• Reeves, H. (1984). Um pouco mais de azul, a evolução cósmica.

Lisboa: Gradiva Publicações, LDA. • Rosenfeld, R. (2005). A Cosmologia. Física na Escola , v.6, n.1, pp. 31-37.

• Weinberg, S. (1987). Os Três Primeiros Minutos. Lisboa: Gradiva Publicações LDA.

Amélia Fabião

135