desde a sopa primordial à nucleossíntese estelar

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1 desde a sopa primordial à nucleossíntese estelar
- - - - - - Arte cósmica - - - - - - - - desde a sopa primordial à nucleossíntese estelar João Pedro Ferreira

2 O Big Bang e a época Inflacionária
Há cerca de milhões de anos, o Universo surgiu a partir de uma singularidade de densidade quase infinita que apenas possuía energia negra. A isto se chama Big Bang. Contudo, na realidade, não houve qualquer “bang” ou “explosão”, mas sim a criação instantânea do espaço e do tempo, seguida de uma expansão inicial de grande magnitude: o Universo, antes contido num átomo primitivo infinitamente pequeno, passou a ser um Universo quase infinito ao aumentar 10^50 vezes de tamanho entre os 10^-43 e os 10^-10 segundos após o Big Bang antes de retomar o ritmo de expansão acelerada actual. Contudo, esta é apenas uma das teorias apresentadas para explicar a inflação e tem vindo a encontrar obstáculos. Há outras hipóteses que envolvem várias novas dimensões que não se encontram enroladas, mas sim em linhas rectas infinitas entre as quais as partículas que transportam a força gravítica se “escapam”. Este modelo ainda se encontra em debate. Uma das explicações para esta expansão é a de que a gravidade pode ter uma natureza repulsiva, contrariamente ao habitual, se a soma do triplo da pressão de um dado tipo de matéria mais a sua densidade de energia tiverem valores menores do que zero. Acontece que a matéria tem uma pressão positiva, sofrendo atracção gravítica, mas a energia negra presente por exemplo no vácuo quântico é negativa, o que pode explicar a gravidade repulsiva dos primeiros instantes. Depois da expansão, como a densidade de energia aumentou e o espaço ficou preenchido com energia de radiação, esta proveniente da energia negra, a expansão diminuiu o seu ritmo. Matéria Vácuo quântico

3 A Criação das Partículas
O Universo, nestas condições elevava a sua temperatura inicialmente aos 10^32K, vindo esta a decrescer progressivamente à medida que o Universo se expandia e que mais energia se transformava em quarks e anti-quarks (nas mesmas quantidades), gluões, fotões, leptões (e matéria negra) num processo denominado “reaquecimento”. Neste universo primitivo a temperatura e energia das partículas era tal que apenas existiam duas forças, a Gravidade e a Superforça, esta última englobando as forças electromagnética, nuclear fraca e nuclear forte, todas as três com efeitos similares nestas condições. Energia negra distribuída por infinitos (quase) quanta de espaço. Diminuição da temperatura (100 GeV) → energia de radiação Energia negra concentrada em poucos quanta de espaço Aumento RÁPIDO da temperatura 10^32K ou 10^19 GeV Gravidade Superforça 10^-35 s Força nuclear Forte Força electrofraca Por volta dos 10^-35 s (a uma temperatura de 10^28K) a Superforça dividiu-se na actual força nuclear forte e na força electrofraca. Foi também neste momento que se gerou o pequeno, mas importante excesso de matéria que gerou a assimetria entre matéria e anti-matéria, que viria a evitar a total aniquilação da matéria. Foi neste período que a matéria se tornou independente da radiação e é aqui que reside o limite da experimentação física actual. Para além deste limite, só a física teórica é que lida com o universo.

4 Diminuição da Densidade
A Bariossíntese Enquanto a temperatura diminui, atinge-se a chamada época Forte (10^-4s) na qual a temperatura é já de 2(10^12) K (200 MeV), mas a matéria ainda se encontra sob a forma de uma sopa de quarks. Até aqui cada quark encontrara-se a uma distância de pelo menos um fermi (10^-15 m) dos quarks adjacentes, podendo mover-se livremente quando cada um trocava de posição, até porque há energia suficiente para gerar quarks (cuja energia é da ordem do MeV) que ocupam o novo espaço do universo. Ainda assim, a densidade da matéria e da energia continua a decrescer, restringindo o movimento dos quarks à medida que aumentam as distâncias entre si. Contudo, a força nuclear forte evita que um quark fique isolado, obrigando cada um a manter-se ligado a outros quarks, dando origem aos hadrões, entre os quais os primeiros bariões e mesões. Diminuição da Densidade Curiosamente, os nucleões são formados apenas numa altura em que a temperatura é de 10^12K (100 MeV), quando a sua energia é de aproximadamente MeV, depois de o universo ter estado milhares de milhões de vezes mais quente. Isto deve-se ao facto de os bariões serem constituídos por quarks e que nesses períodos os quarks ainda seriam demasiado energéticos para se associarem. Up 2/3 Down -1/3 g Up 2/3 Down -1/3 g 200MeV ou 10^12K

5 As Grandes Aniquilações
Força nuclear Forte 1s Força electrofraca Gravidade Força nuclear Fraca Força electromagnética Enquanto isto decorria, choques entre partículas e anti-partículas altamente energéticas davam origem a fotões, que por sua vez originavam o par partícula-antipartícula inicial. Ainda assim, a temperatura continuava em declínio e atingiu-se uma situação onde a energia era insuficiente para compensar as aniquilações. Assim, primeiro deu-se a aniquilação entre pares protão-antiprotão e neutrão-antineutrão imediatamente a seguir à bariossíntese, porque embora antes houvesse energia para recriar os pares de quarks mutuamente aniquilados, a energia já não permitia a formação de novos bariões. A seguir a esta aniquilação, seguiu-se a dos electrões e positrões quando a temperatura desceu abaixo dos 0,5(10^9K) segundos. Como resultado destas aniquilações, a matéria que vemos hoje é aquela que não encontrou par neste processo, devido à assimetria entre matéria e anti-matéria, onde a matéria certamente predominava, mas apenas por uma quantidade diminuta - 1 quark por cada 10^9 pares quark-antiquark e de 1 electrão a mais por cada 3(10^9) pares electrão-positrão. Com a diminuição da temperatura (10^10K), a força nuclear fraca, responsável pela transmutação dos neutrões em protões (e vice-versa), começou a perder eficiência, vindo a fazer com que as quantidades antes semelhantes de protões e neutõres se alterassem, ficando a haver sete vezes mais protões do que neutrões. Deve-se também a esta diminuição dos efeitos da força forte a actual radiação de neutrinos cósmicos de fundo, emitidos nesta época durante as transições protão-neutrão, mas cujo padrão é difícil de registar por serem partículas sem carga e praticamente sem massa - + positrão electrão fotão Anti-quark q quark _ N P - + n

6 A Nucleossíntese Primordial
Pelo centésimo segundo, já um universo semelhante ao nosso estava formado, contudo, consistia ainda em nucleões isolados. Foi apenas aos 10^8K que a energia ambiente desceu o suficiente para que os neutrões e protões pudessem dar origem a núcleos ao se associarem de várias formas. Há que salientar, no entanto, que o número de protões, sendo várias vezes maior do que o de neutrões, fez com que muitos protões se mantivessem isolados para mais tarde darem origem ao hidrogénio, bastante abundante. Para além disso, os instáveis núcleos de trítio, hélio-3 e deutério acabaram por formar hidrogénio. P Recombinação anos depois da nucleossíntese, e com a temperatura já a uns 3000K, os electrões ainda existentes, em número igual ao de protões, tinham uma energia cinética suficientemente baixa para serem capturados pelos núcleos. Formaram-se finalmente os átomos. Depois destes processos, a composição do universo, qualquer que seja o local onde se investigue, a composição é maioritariamente esta, o das provas irrefutáveis de que o big bang ocorreu há relativamente, pouco tempo, caso contrário, estas quantidades já teriam sido alteradas pela actividade estelar. Hidrogénio Deutério Trítio Hélio-3 Hélio P N P N P N P P N Li - H He As quantidades relativas dos átomos formados nesta altura, semelhantes às de hoje, consistem em 92% de Hidrogénio, 7% de Hélio e vestígios de Lítio.

7 A Fuga da Luz Recombinação RCF t
Esta radiação tinha uma energia de 1eV e era vermelha, tendo sido a primeira luz emitida no universo em toda a sua extensão simultaneamente. Assim, marca o limite do universo observável, sendo este dependente da velocidade da luz e da idade do universo, que assim se torna calculável. A Fuga da Luz Uma das consequências que a recombinação teve foi a de ter aprisionado os electrões livres em orbitais onde os electrões são forçados a manter-se o mais estáveis possíveis (estado fundamental), emitindo rapidamente qualquer fotão absorvido, em vez de aumentar a sua energia cinética, mantendo a maior parte dos fotões livres. Para além disso, ao concentrar os electrões em redor dos núcleos, diminuiu a probabilidade de um fotão ser rapidamente interceptado. t RCF Primeiras estrelas BB Recombinação Hoje Após este espalhamento, o universo entra no período de gestação das primeiras estrelas e galáxias...as idades escuras.

8 A Radiação Cósmica de Fundo
23 GHz GHz GHz GHz GHz Actualmente, esta radiação cujo comprimento de onda já é de 1 mm e tem uma energia de apenas 3K, fornece informação sobre o universo antes da recombinação, onde pequenas perturbações (ondas sonoras e gravíticas) ocorriam e que foram transmitidas na forma de pequenas variações de comprimento de onda à RCF. Estas ondulações podem permitir concluir a geometria do espaço-tempo Ao serem amplificadas, estas oscilações podem ter disposto a matéria negra existente, não influenciada pela temperatura, tendo criado a base para a acumulação das nuvens de gás em zonas de maior densidade, à semelhança da superfície de bolhas gigantescas, definindo a localização das primeiras protogaláxias, onde tiveram origem às primeiras estrelas e sendo isto possivelmente responsável pela actual distribuição galáctica em filamentos. Actualmente, o mais longe que conseguimos ver é Ma, pelo que o universo terá tido um início centenas milhares de anos antes.

9 A Matéria organiza-se Uma outra prova de que o big bang ocorreu, é a de que as galáxias (em geral) têm um desvio do espectro das suas estrelas para o vermelho, estando a afastar-se de todas as outras de uma forma que apenas é explicada pela expansão do universo. Desde esta descoberta que se pensou que se o universo estava em expansão, em algum momento teve de se ter confinado num tamanho mínimo, o átomo primitivo. Milhares ( ) de milhões de anos depois do big bang e com a temperatura média já nos “gélidos” 20-6 K (-253ºC ) já as condições propícias à formação do Universo como o conhecemos estão criadas. Nesta altura as primeiras estrelas começam a formar-se a partir dos gases primordiais e com elas as primeiras protogaláxias. Pela segunda vez o universo ilumina-se, ionizando gases, que brilham. Apenas milhares de anos depois, aquando da morte destas estrelas de massa excepcional, tiveram origem aos primeiros elementos pesados do universo, possibilitando a formação das primeiras estrelas de segunda geração, de vida mais longa, e os primeiros buracos negros. Enquanto isto acontecia, as primeiras protogaláxias, estrelas rodeadas por grandes discos de acreção que por serem abundantes inicialmente chocam e os discos ao misturar os seus planos destroem-se, tendo origem uma galáxia elíptica, que pode depois passar a espiral através da apropriação de gás, aumentando assim sucessivamente de tamanho até se começarem a formar galáxias mais similares com as grandes galáxias do grupo local. Aqui está o enxame da virgem a ampliar e distorcendo com a sua gravidade a imagem da mais distante galáxia conhecida, a Mal. ESA, NASA, J.-P. Kneib (Caltech/Observatoire Midi-Pyrenees) & R. Ellis (Caltech) Photograph by John Dubinski, University of Toronto

10 M 87 Elíptica M 95 Espiral Barrada M 32 Espiral M 104 Lenticular Há Ma a produção de galáxias atingiu o auge, fixando-se rapidamente o número de galáxias que vemos hoje, as gigantescas nuvens do universo haviam-se concentrado nas “pequenas” galáxias. Existem hoje em dia vários tipos de galáxias, Espirais com dois ou mais braços, barradas ou não, lenticulares e elípticas, cujas diversas formas derivam de sucessivas colisões, as quais perturbam os discos galácticos e fazem as galáxias alternar entre a forma espiral, rica em gás e em estrelas jovens e azuis e a forma elíptica, com pouca quantidade de gás e com muitas estrelas velhas e amareladas. As galáxias lenticulares têm algum gás, pelo que formam estelas, mas a um ritmo muito lento. NGC 6745 M 90 Espiral M 51 Espiral M 109 Espiral Barrada M 100 Espiral

11 H 2 + He As primeiras estrelas
O gás com o arrefecimento deixou de ser homogéneo e à medida que arrefecia começou a aglomerar-se em redor dos núcleos de matéria negra, a qual se pensa que pode representar 90% da matéria total do Universo. Assim, pela sua abundância, cria efectivamente “sementes” de estrelas, onde a gravidade faz com que se vá criando um denso de gás que sucessivamente atrai maiores quantidades de gás até que este centro se vai fundindo com outras zonas onde a matéria negra está acumulada, vindo a criar uma proto-estrela. H 2 + He Embora a ideia de matéria escura ainda se encontre em debate, por ter tido origem em discrepâncias entre dados recolhidos (que podem estar a ser adulterados por uma qualquer falha na aplicação das leis da gravidade a grandes distâncias ou pela incapacidade de registar com a tecnologia actual toda a massa prevista nos cálculos), é possível que esta matéria sem interferência com a restante matéria do universo e que apenas é sensível à força da gravidade exista. Um dos pontos a favor é o de que teria sido necessária massa extra para criar os centros de colapso do gás que viriam a dar origem às estrelas. Pode ser responsável pela atracção crescente das galáxias entre si e pela sua forma achatada e forma de rotação.

12 Nebulosa Ómega Sagitário (M 17) Nebulosa Trífide Sagitário (M 20) Nebulosa da Águia Serpente (M 16) Nebulosa da Lagoa Sagitário (M 8) Nebulosa do Orion Orion (M 42) Depois da formação das galáxias, o “nascimento” de novas estrelas tornou-se comum. Os braços de cada galáxia não são mais do que zonas de maior compressão de gás e destacam-se porque isto desencadeia a alomeração de gases que permite a formação de estrelas mais novas e brilhantes. Um núcleo de gás mais denso atrai o restante gás para uma gigantesca nuvem de acreção. Braços não causados por dualidade de efeitos gravíticos? Rotação como planetas cria braços, rotação galáctica mantém-se... Uma nuvem de gás em rotação com o núcleo já formado começa a criar um bojo central, a proto-estrela, que se irá contraindo sob a sua própria gravidade, emitindo jactos de matéria pelos pólos. Enquanto isto sucede, começam as reacções de fusão nuclear e mais tarde ou mais cedo a luz chega ao exterior provinda dessas reacções - começa a brilhar e a onda de choque da radiação dissipa o disco de acreção. Esta fase dura cerca de 50 Ma. A partir daí, a estrela encontra uma estabilidade que lhe permite viver milhões de anos, dependendo da sua constituição.

13 A Estrutura Zona de irradiação Núcleo Zona convectiva Fotosfera Cromosfera A maioria das estrelas têm uma estrutura similar, por camadas: O núcleo, a zona central da estrela, onde a temperatura ultrapassa os 10 milhões de graus Celsius e a pressão atinge, pelo menos, o milhão de atmosferas é onde se dão as reacções de fusão nuclear. Pode ter várias camadas no caso das estrelas com mais massa, onde a fusão nuclear decorre usando núcleos diferentes e progressivamente mais pesados à medida que nos aproximamos do centro. A zona de irradiação é aquela que recebe a radiação gama provinda do núcleo, retardando o seu avanço devido à sua elevada densidade e absorvendo grande parte da sua energia, que re-imite na forma de calor. A zona convectiva é aquela na qual que os gases já têm mobilidade, levando o calor à superfície através de correntes de convecção. A fotosfera é a camada superficial de uma estrela através da qual esta emite a maior parte da sua radiação. A cromosfera, é a zona onde a cor da estrela se define através da emissão de radiação por parte do hidrogénio depois de ionizado. Fe Si O C He

14 P P P P N N N P P As Reacções P N P P P N N P P N H N P P N P T
Devido às condições de temperatura e pressão a que o Hidrogénio no núcleo de uma estrela é sujeito, as características de gás halogéneo tornam-se irrelevantes, passando este a comportar-se como um metal. Assim, sujeito à pressão e temperatura, os átomos são ionizados, mantendo-se um suplemento contínuo de protões para as reacções nucleares. Os protões são pressionados e ligações gluónicas são forçadas. Contudo, visto ambos que têm cargas positivas, os protões repelem-se, mas a força electromagnética é vencida e um dos protões liberta um positrão, mantendo a sua partícula simétrica, o electrão, tornando-se num neutrão. Quando ligações gluónicas são estabelecidas, formam-se núcleos mais pesados, mas que têm uma massa inferior à da soma dos núcleos que lhe deram origem, transformando-se esta massa em raios gama de energia suficiente para mais que compensar a energia gasta a estabelecer as ligações (mc^2) Este processo é feito por etapas nas quais podem intervir apenas protões ou núcleos previamente formados Podem haver também fusões nucleares que criem Hélio com excesso de neutrões, mas este é instável e os neutrões em excesso são prontamente libertados. P Raios Gama P P Hélio -3 P N Neutrino N N P P Hélio As Reacções P N P P Electrão P N Deutério N P P N Positrão H N P P N P T Trítio

15 H He - - C - O - - - - - - Si - - - - - - - - - - - Fe - - - - - - - -
Li - - C - O - - - - - - Si - - - - - - - - - - - Fe - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - Desde a fase de proto-estrela, este é o processo que mantém uma estrela estável durante a maior parte da sua vida. Contudo, o Hidrogénio é limitado e eventualmente atinge-se uma fase em que a pressão da energia libertada pela estrela não consegue fazer frente à força da gravidade, de modo que a estrela sofre um colapso, fazendo com que no seu núcleo a temperatura aumente, de modo que já há energia para se iniciar um processo semelhante, mas fundindo núcleos de hélio, o que reduz a energia libertada e espalha-a por uma superfície maior, ficando a estrela avermelhada depois desta resposta à força de colapso com uma expansão que lhe dá um volume 100 vezes maior. Pode continuar assim, transformando Hélio em Carbono, Oxigénio assim sucessivamente até ao Ferro, cuja estrutura de ligações gluónicas já é demasiado complexa para aumentar sem haver absorção de energia.

16 Núcleo Núcleo A Vida e duração Núcleo
Sabendo que a coluna de átomos necessária para atingir a pressão de um milhão de atmosferas é sempre a mesma, a “zona activa” de uma estrela será sempre maior quanto maior massa esta tiver. Isto faz com que uma estrela com mais massa a transforme mais rápido, produzido mais energia e tendo um brilho “mais azulado” pelas mais elevadas temperaturas geradas no processo. Como resultado, estrelas pequenas amareladas como Vega duram muito mais do que gigantes como Deneb, mas têm um brilho muito inferior. Núcleo Núcleo Núcleo Núcleo

17 Enxames Globulares Enxames Abertos Aglomerados Estelares Hércules -
Visto que a gravidade tem efeitos mais notórios à distância e envolvendo grandes massas, as estrelas que nascem todas numa mesma nebulosa, a qual pode ter centenas de anos luz de extensão, acabam por formar vizinhanças que se vão concentrando por acção da sua própria gravidade (ou também intervenção da matéria negra), os enxames abertos. Há outro tipo de enxames, os globulares, que formam uma estrutura esférica em redor das galáxias e são constituídos por estrelas muito antigas, algumas que podem atingir os milhões de anos. Isto origina muitas ligações gravitacionais - estrelas binárias, triplas, quadruplas...múltiplas. Temos como exemplo M40 (Ursa Maior), duas estrelas separadas facilmente através de um telescópio. Há também estrelas duplas visuais, falsas, entre as quais não há qualquer relação, por ex.: Mizar e Alcor (também na U. Maior). Enxames Globulares Enxames Abertos Hércules - Enxame de Hércules (M 13) Escudo - Enxame do Pato Selvagem (M 11) Caranguejo - Colmeia ou Presépio (M 44) Sagitário - (M 15) Cães de Caça - (M 3)

18 Estrelas de todas os tipos
As estrelas podem inserir-se em categorias diferentes. De acordo com a sua massa, luminosidade, constituição ou temperatura superficial. Com base nestes critérios, podem desenvolver-se diagramas H-R onde se podem distinguir zonas de acumulação de estrelas. A maior parte das estrelas pertence à sequência principal, onde as estrelas se mantém relativamente estáveis na sua transformação do hidrogénio As estrelas gigantes, com maior massa ou em estados de desenvolvimento mais avançados, encontram-se acima dessa linha e as estrelas anãs, com menos massa ou apenas da vida estelar, abaixo dela. L u m i n o s d a e + Gigantes Azuis Supergigantes Cefeidas R R Lyrae Período longo Gigantes Vermelhas Anãs Vermelhas Eruptivas _ Anãs Brancas Anãs Castanhas Há também estrelas cuja luminosidade varia, as estrelas pulsantes e as eruptivas. As variáveis Cefeides são Superigantes cujo brilho sofre alterações regulares (0,1-2 Mag em 1-70 dias), intimamente relacionadas com a sua magnitude. Também as variáveis tipo RR Lyrae têm estas características.Outras estrelas Gigantes mais avermelhadas têm períodos mais longos ( dias) nos quais a variação de brilho é de cerca de 5 magnitudes.Estas são as estrelas pulsantes, porque neste processo ocorrem pulsações e alterações na estrela devido as desequilíbrios energéticos As variáveis eruptivas consistem em pequenas estrelas que ao absorverem gás de uma estrela gigante próxima têm aumentos súbitos de brilho periodicamente, as novas. _ + Temperatura / Cor / Tipo espectral O 25000K - 40000K B 11000K - 25000K A 7500K - 11000K F 6000K - 7500K G 5000K - 6000K K 3500K - 5000K M 3000K - 3500K Alnitak Deneb Altair Polar Sol Arcturo Antares A temperatura duma estrela relaciona-se com a sua cor e tipo espectral. Visto que quanto maior é a temperatura a que se sujeita um material, maior é o comprimento de onda da radiação emitida e que esta emissão é

19 Arcturo Sol Espiga Antares Pólux Deneb Régulo 36,7 al. Vega Capela
- 0,07 Arcturo Boieiro Vega Lira Capela Cocheiro Altair Águia Espiga Virgem Antares Escorpião Pólux Gémeos Deneb Cisne Régulo Leão 36,7 al. Sol 25,3 al. -28 0,06 42,2 al. 0,75 16,7 al. 0,96 263 al. 1,03 604 al. 33,7 al. 1,15 3261 al. 1,25 77,6 al. 1,34

20 !SUPERNOVA! Energia Energia Emissão de matéria Gravidade Gravidade
Quando a estrela deixa de libertar energia por fusão nuclear, já não pode contrapor a força da gravidade. Assim, a gravidade comprime o núcleo uma vez mais, mas agora acontece que a temperatura aumenta, mas caso os núcleos sejam demasiado pesados, pelo menos como o do ferro, acontece que as ligações gluónicas exigem mais energia do que aquela que libertam ao formar-se e a estrela começa a definhar e a ter cada vez menos actividade !SUPERNOVA! M>25 Mo Emissão de matéria M<10 Mo

21 E o fim das Estrelas... Nebulosa do caranguejo Touro - (M1)
Para aquelas estrelas mais pesadas, entre as 10 e as 25 massas solares, a morte da estrela é mais violenta (supernova) porque a gravidade já se faz sentir com maior intensidade. Em seguida, a gravidade da massa restante (>1,4 Mo) vence a pressão dos electrões ao ultrapassar o limite máximo de resistência possível oferecida pelos electrões (não podem mover-se a velocidades superiores à da luz quando exercem esta pressão). Assim, os electrões são pressionados para o interior dos respectivos protões, dando origem a uma estrela exclusivamente constituída por neutrões e com uma densidade igual à do núcleo atómico. De facto, pensa-se que nestas estrelas possam existir as mesmas condições do universo primitivo e acredita-se que estas estrelas possam ser formadas por uma sopa de quarks. Há estrelas de neutrões que, pelo seu elevado campo magnético associado à rotação se chamam pulsares. Isto é porque enviam ondas de rádio de cada pólo de modo que estas quando passam pela Terra, fazem-no com uma periodicidade excepcional, parecendo pulsar. A morte de uma estrela é um acontecimento que não passa despercebido, contudo, não é muito frequente uma estrela morrer como supernova, pelo que perde lentamente a matéria à medida que o material central é compactado até a sua pressão permitir. Caso a sua massa seja elevada, a gravidade tem um efeito maior e é capaz de vencer a pressão dos electrões da matéria. Nebulosa do Haltere Raposa - (M27) Quando o processo de fusão nuclear de uma estrela com menos de 10 massas solares termina, a estrela acaba por expelir as camadas superiores de matéria numa vigorosa ejecção de matéria, antes de definhar e a gravidade limitada compactar um núcleo de de elementos pesados, dando origem a uma estrela anã branca, que perde gradualmente o brilho. É o destino da maior parte das estrelas. Há estrelas como algumas anãs brancas ou castanhas que nunca chegam a ter uma morte definida Quando o processo de fusão nuclear de uma estrela com mais de 25 massas solares termina, a estrela morre numa supernova e a matéria que resta (M>3Mo) é sujeita a forças da gravidade tão intensas, que não há propriedades da matéria que possam pôr termo a esta acção. Assim, esta “estrela” é constituída por uma única singularidade de densidade próxima do infinito...Temos um buraco negro. Nebulosa do Anel Lira - (M57)

22 Li Be H Sc Ti V Cr Mn Fe Co Ni Cu Zn B C N O - Ga Ge As Se Al Si P S
É precisamente no último suspiro da estrela que o resto dos metais da tabela periódica é gerado, pois a energia da colossal explosão fornece energia à matéria ainda existente na estrela, podendo continuar a fusão de núcleos atómicos. É neste facto que reside a essência da energia liberta através da fissão (ou cisão) nuclear. Na fissão nuclear é libertada dos elementos pesados e instáveis, como o Urânio, a energia armazenada aquando de uma Supernova. Depois disto há há ainda alguns elementos que não foram formados, como o lítio, o boro ou o Bismuto. Estes elementos são formados depois, a partir de restos de estrelas, quando raios cósmicos incitam a cisão dos núcleos de elementos mais pesados ou mesmo no núcleo quando há neutrões livres que se associam a núcleos de produtos já formados. Os elementos mais pesados, para além do urânio, não existem na natureza porque são tão instáveis rapidamente depois de sintetizados. Li Be H Sc Ti V Cr Mn Fe Co Ni Cu Zn B C N O - Ga Ge As Se Al Si P S Na Mg K Ca F Ne Br Kr Cl Ar Y He I Xe At Rn Sb Te Bi Po In Sn Tl Pb Ag Cd Au Hg Rh Pd Ir Pt Ru Re Os Mb W Zr Nb Hf Ta Rb Sr Fr Ra Cs Ba Yb Lu Er Tm Dy Ho Gd Tb Sm Eu U Nd Pa Pr Ac Th La Ce

23 E agora, no fim da linha, situam-se as poeiras, os planetas e finalmente a vida. Embora vivamos num universo cheio de “maus caminhos” para a vida como a conhecemos, o facto é que de todas as alternativas possíveis, aquela que corresponde ao nosso universo admite a possibilidade de vida. Esta vida apenas existe porque somos filhos das estrelas, ou mais especificamente dos dejectos da sua actividade. As estrelas transformaram o universo numa realidade totalmente diferente, ao gerar os elementos pesados a partir do Hidrogénio e do Hélio em elementos mais complexos, possibilitando as várias combinações possíveis de átomos em moléculas orgânicas. Também estamos relacionados com as estrelas através das fontes de energia. Quase toda a energia a que temos acesso tem, pelo menos indirectamente, origem nas estrelas. Se somos um acaso em cima deste calhau, ao menos a alguém temos de o agradecer. Acordem, virem-se para o sol e chamem-lhe pai!

24 Bibliografia O Nosso Habitat Cósmico - Martin Rees - Gradiva
Últimas notícias do cosmos - Hubert Reeves - Gradiva O universo numa casca de noz - Stephen Hawking - Gradiva O Primeiro segundo - Hubert Reeves - Gradiva O Pequeno Livro do Big Bang - Craig J. Hogan - Replicação Observar o Céu Profundo - Guilherme de Almeida / Pedro Ré - Plátano Science et Vie Junior - nº44 Scientific American - Fev 2004 National Geographic - Fev 2003 Super interessante - Jun 2000 Space.com Starry Night Pro

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