O Universo é tudo o que existe, existiu ou existirá!

- Galáxias, agrupadas em enxames, que por sua vez estão agrupadas em superenxames
- Estrelas e sistemas planetários
- Restos de estrelas - anãs brancas, castanhas e negras - estrelas de neutrões e buracos negros
- Poeiras interestelares
- Nebulosas
- Espaço Intergaláctico

O Universo está organizado!

• Modelo Geocêntrico ( Cláudio Ptolomeu )
• Modelo Heliocêntrico ( Nicolau Copérnico )
• Modelo actual
• 3º planeta a contar do sol ( o nosso Sol é uma anã amarela ) de um sistema planetário a que chamamos Sistema Solar
• situados na periferia de um dos braços espiralados da nossa galáxia, a Via Láctea
• distantes 25 000 anos-luz do centro galáctico
• a nossa galáxia, que possui duas galáxias satélite, as Pequena e Grande Nuvem de Magalhães, pertence a um grupo de cerca de 30 galáxias, o Grupo Local, que por sua vez pertence a um enxame galáctico, inserido num superenxame

• As observações astronómicas confirmam a Teoria da Relatividade de Einstein.
• O Universo está em expansão, isto é, está a dilatar-se.
• As galáxias, na sua grande maioria, afastam-se umas das outras.
• No espectro da radiação captada existe um desvio para o vermelho ( redshift ).
• Quanto mais distantes estão as galáxias umas das outras, mais depressa se afastam.

Se o Universo se encontra em expansão, as galáxias irão ficar mais distanciadas umas das outras, o que implica que haverá mais espaço vazio entre elas e a densidade do Universo, e a sua temperatura, será cada vez menor.

Porque ocorreu o Big Bang?

Como ocorreu?

O que havia, se é que havia, antes do Big Bang?

Qual o destino do Universo?

Todas estas questões, sem resposta, estão na base da argumentação de todos os astrofísicos quando tentam interpretar o Universo.

Todos eles admitem que o Universo está em expansão, mas propõem diferentes teorias para explicar o fenómeno.

A grandeza tempo, em Astronomia, é normalmente expressa em anos.

• o Sol nasceu há cerca de 4,5 x 10⁹ anos
• o Sistema Solar demora cerca de 2,50 x 10⁸ anos a completar uma volta em torno do centro da Via Láctea ( ano galáctico )
• a luz da estrela mais próxima do Sol ( próxima Centauro ) demora cerca de 4,23 anos a chegar até nós

Para exprimir distâncias ou comprimentos vulgares usamos a unidade SI ou os seus múltiplos e submúltiplos.

Mas as distâncias no Cosmos são tão grandes que não faz muito sentido usarmos as unidades habituais.

• a distância da Terra ao Sol é de cerca de 1,50 x 10⁸ km
• a distância do Sistema Solar à estrela mais próxima ( próxima Centauro ) é de cerca de 4,30 x 10¹⁶ km

A escrita das equações correspondentes às reacções nucleares deve mostrar:

significa que o elemento químico tem um número atómico , isto é, o número de protões, e que este átomo deste elemento químico tem um número de massa , isto é, a soma do número de protões com o número de neutrões, ou seja, o número total de nucleões.

Exemplos: - hidrogénio ; - hélio-4 ; - lítio-7

Atenção que nem todos os átomos do mesmo elemento químico podem ser iguais. Lembremo-nos dos isótopos.

Exemplos: - hidrogénio ; - deutério ; - trítio

neutrão -

electrão -

positrão - , é a antipartícula do electrão, dado que tem massa igual à do electrão mas carga eléctrica simétrica

protão - ou , dado que um protão é um núcleo de hidrogénio

antiprotão - , é a antipartícula do protão, dado que tem massa igual à do protão mas carga eléctrica simétrica

neutrino - , partícula sem massa e sem carga

fotão - , corpúsculo de luz

As reacções nucleares podem ser de dois tipos:

Esta reacção dá-se nas centrais nucleares e serviu de base à bomba atómica.

De acordo com a Teoria do Big Bang, o Universo surgiu de um estado de grande compressão e de temperatura e densidade muito elevadas ( praticamente infinitas ).

O Universo entrou em expansão, muito rápida inicialmente e mais lenta posteriormente.

Com a expansão diminuiu a temperatura.

Aos t = 10^-5 s e a T = 10¹³ K forma-se o "caldo inicial", isto é, matéria e radiação, as duas formas de energia do Universo, se interconvertem constantemente uma na outra.

Aos t = 3 min e a T = 10⁸ K começa a nucleossíntese primordial, isto é, dá-se a génese dos primeiros núcleos atómicos.

ou - síntese do hélio-3

ou - síntese do hélio-4

ou - síntese do lítio-7

A nucleossíntese primordial pára aqui, pois os nuclidos de número de massa 5 e 8 formados pela colisão destes núcleos com protões ou neutrões, desintegram-se facilmente porque são instáveis.

No entanto confirmou-se o papel da radiação cósmica na síntese de alguns núcleos leves, pois o espaço é percorrido por protões de alta velocidade (radiação cósmica) que ao colidirem com outros núcleos, como os de carbono ou oxigénio, levam à formação de , , e .

Todos os restantes nuclidos de número de massa superior a 11 são produzidos nas estrelas – nucleossíntese estelar.

Aos t = 300 000 anos e a T = 3000 K começa a génese dos primeiros átomos, pois deixam de existir electrões livres, uma vez que estes se ligam aos núcleos, formando átomos de hidrogénio-1, deutério, hélio-3, hélio-4 e lítio-7.

A esta temperatura, a radiação deixa de ser absorvida pelas partículas existentes, começando a propagar-se, "enfraquecendo" devido à expansão.

É essa radiação que nos chega actualmente sob a forma de radiação cósmica de microondas, detectada pela primeira vez em 1964 por Arno Penzias e Robert Wilson, e prevista por George Gamow.

Com a expansão do Universo, o comprimento de onda dessa radiação foi aumentando, diminuindo a sua frequência e a sua energia, diminuindo, consequentemente, a sua temperatura, medida em 2,725 K.

Com a expansão do Universo os átomos formados pela nucleossíntese primordial aglutinaram-se em nuvens de gás.

Por volta de t = 2 000 000 000 anos e a T entre 6 e 14 k começa a génese das primeiras estrelas e galáxias.

A matéria das protoestrelas continua a contrair-se, devido à gravidade, provocando aquecimento e, quando a temperatura no seu interior atinge os 10 a 15 milhões de graus kelvin, inicia-se a fusão nuclear do hidrogénio em hélio-4 e a estrela começa a brilhar.

Quando todo o hidrogénio se transforma em hélio, as forças que contrariam a força da gravidade deixam de existir, o que implica a contracção do núcleo da estrela.

Esta contracção reaquece o núcleo da estrela, aumentando a temperatura duma forma tal que é suficiente para permitir novas reacções de fusão.

        E = 6,42 x 10¹⁰ J/g de carbono produzido

no núcleo da estrela ocorre a fusão do hélio em carbono e oxigénio   na camada fina que envolve o núcleo continua a ocorrer a fusão do hidrogénio em hélio   a camada exterior expande-se, ganhando cor vermelha

• ejecção de um vento rápido de matéria e energia para o exterior (nova), formando uma nebulosa planetária
• estrela anã branca – resíduo estelar de estrelas com massa inicial M £ 8 M₀
• contracção do núcleo da estrela, devido à gravidade, com aumento de temperatura e densidade
• núcleos e electrões exercem uns sobre os outros forças de pressão cada vez maiores
• equilíbrio entre estas forças de pressão e a força da gravidade
• arrefecimento progressivo até se transformar numa anã castanha e numa anã negra

M_estrela > 8 M₀

fusão do carbono em néon e magnésio e do oxigénio em silício e enxofre nova contracção do núcleo da estrela fusão do silício e do enxofre em ferro reacções nucleares nas camadas exteriores expansão das camadas exteriores devido à energia propagada do interior fase de estrela supergigante vermelha

• paragem das reacções nucleares
• energia libertada no núcleo não é suficiente para provocar a fusão do ferro
• colapso rápido do núcleo de ferro da estrela, devido à gravidade
• libertação de gigantescas quantidades de energia, que aquecem brutalmente as camadas exteriores, aquecendo-as e empurrando-as para o espaço, a velocidade elevada (supernova)
• novas reacções nucleares, no envelope gasoso, em expansão, onde se produzem os elementos mais pesados, do ferro ao urânio

M_estrela < 25 M₀

• compressão cada vez maior do resíduo estelar, o que leva à desagregação dos núcleos, por colisão
• transformação dos protões em neutrões, dando origem a uma estrela de neutrões ou pulsar
• equilíbrio entre as forças de pressão dos neutrões e a força da gravidade

M_estrela > 25 M₀

• o resíduo estelar torna-se ainda mais denso que a estrela de neutrões
• a força da gravidade é tão elevada que nenhuma força interior consegue compensar
• nada escapa, nem mesmo a luz – buraco negro

Nucleossíntese interestelar

• raios cósmicos, protões e/ou electrões de grande energia cinética, provenientes de supernovas e outros fenómenos cósmicos, colidem com elementos existentes no espaço interestelar, dividindo e originando elementos leves, inexistentes na nucleossíntese primordial e na nucleossíntese estelar, o lítio-6, o berílio e o boro, completando a formação dos elementos químicos
• "somos feitos de matéria cósmica, somos poeiras de estrelas"
• "somos irmãos das rochas e primos das estrelas"

Abundâncias relativas dos elementos no Universo

• o elemento mais abundante no Universo é o hidrogénio, com cerca de 90 % em número de átomos
• o hélio é o segundo elemento mais abundante no Universo, com cerca de 8 % em número de átomos
• seguem-se em abundância, os seguintes elementos: oxigénio, carbono, néon, azoto, magnésio, silício, ferro e enxofre
• os elementos mais pesados aparecem em quantidades mínimas, elementos vestigiais