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Origem do Universo
Escrito por Ruth Hinrichs e Carla C Porcher
Introdução
A questão mais central da cosmologia, que concerne a compreensão do universo como um todo, é a questão da origem deste sistema complexo. O modelo da criação súbita, mais conhecido como “Big Bang”, foi proposto por Georges Lemaître e George Gamow. Este modelo simples, que propõe a origem como sendo um evento explosivo, explica as propriedades do Universo atual e é corroborado por muitas evidências recentes da pesquisa astronômica. Porém a nossa observação do Universo - vasto em tempo e espaço- é limitada ao curto período da história da humanidade, de modo que os dados observacionais são necessariamente limitados.
História da Cosmologia
Considerando os métodos observacionais disponíveis para a astronomia até os tempos modernos, é perfeitamente compreensível que a humanidade se contentou com um modelo de Universo que fosse estático e infinito, servindo de coreografia imutável para o mecanismo preciso de revolução de Sol, Lua e planetas. A revolução de Galileo apenas tirou a Terra do centro do sistema, propondo o sistema heliocêntrico, mas não modificou a compreensão do cosmos propriamente dito.
No fim do século XVIII surgiram as primeiras dúvidas sobre a infinitude e a homogeneidade do Universo, formuladas no chamado Paradoxo de Olbers-Chéseaux: Se o Universo for infinito e uniforme, cada área do céu deveria ter um número infinito de estrelas, que somariam uma luminosidade equivalente a da superfície da estrela - tornando o céu claro à noite.
Só a partir de 1920, com a instalação de um telescópio potente de 100 polegadas (2,5 m) de diâmetro, no Monte Wilson (EUA), o astrônomo Edwin Hubble conseguiu estabelecer que inúmeros objetos astronômicos não faziam parte da nossa galáxia e lhe foi possível determinar suas distâncias. Já havia sido determinada a composição espectral de várias “estrêlas” extragalácticas, e era sabido, que várias delas tinham um desvio espectral - as linhas conhecidas dos elementos se encontravam deslocadas para comprimentos de onda maiores, fenômeno denominado de “red shift”atribuído à velocidade de afastamento destas estrêlas (efeito Doppler). Em 1929 Hubble percebeu, que as velocidades de afastamento e o red shift estavam correlacionados - quanto mais distante a estrela, maior a sua velocidade de afastamento, e concluiu que o Universo se encontrava todo em expansão. A constante de Hubble, que indica esta relação entre distância e velocidade de afastamento, permite estimar a idade do Universo como sendo de 10-20 bilhões de anos.
Em 1965 Arno Penzias e Robert Wilson (Bell Labs) descobriram uma radiação uniforme, proveniente de todos os quadrantes do céu, cuja frequência ficava na região de 5-10 cm-1. Perceberam imediatamente que se tratava da radiação fóssil, remanescente do Big Bang, que tinha sido prevista em 1949 por Gamow. De fato o espectro da radiação fóssil corresponde a emissão de temperatura de um corpo negro a 2.7 Kelvin - os vestígios do gás quente que começou a expandir e esfriar nos primórdios do Universo.
O modelo da criação explosiva e súbita (“Big Bang”) envolve 4 fases de duração distinta:
· A era hadrônica, de duração de cerca de 10-4 s, quando o universo era constituído de prótons, nêutrons e subpartículas e governado pela interação forte. Os primeiros instantes desta era estão totalmente indeterminados e são denominados de “tempo de Planck”.
· A era leptônica, que durou aproximadamente 10 s, quando elétrons e pósitrons (partículas leves: léptons) dominavam o equilíbrio entre prótons e nêutrons.
· A era radiante, de aproximadamente 1 milhão de anos, foi dominada pela energia dos fótons. Nesta era ocorreu o decaimento de nêutrons (em prótons, elétrons e antineutrinos) e a nucleossíntese primordial: núcleos de elementos leves (Deutério, Trítio, Hélio3, Hélio4, Lítio7 e Berílio7) se formaram - até o momento em que os fótons não tinham mais energia suficiente para manter os prótons ionizados - ocorreu a formação de átomos apartir dos núcleos existentes - e com isso o início da
· Era estelar: em que o universo deixou de ser opaco e a matéria se adensou localmente, formando e galáxias e estrelas de todos os tipos. A era estelar dura até hoje e apenas ela é passível de observação - quando observamos os objetos mais distantes do Universo, vemos a radiação por eles emitida nos primórdios da era estelar, que, devido à velocidade finita da luz, só nos alcança nos dias atuais. A Era estelar é um período de intensa atividade - estrelas nascem, passam por uma evolução que depende essencialmente da sua massa, e se desintegram novamente. Nesta evolução estelar ocorre no interior das grandes estrêlas a nucleossíntese de elementos médios e pesados, por fusão de núcleos mais leves. Estrelas com a massa equivalente à Massa Solar podem “queimar” apenas hidrogênio (para He). Estrelas gigantes podem fusionar He produzindo Carbono, Oxigênio e Neônio. Apenas estrelas supergigantes (1000 Massas Solares) podem produzir os elementos mais pesados.
Origem do Sistema Solar
A origem do Sistema Solar e da Terra
O sistema solar é composto pelo Sol, que concentra 99% da massa do sistema, e por todos os corpos que orbitam a seu redor. Destes, os de maior massa são os nove planetas conhecidos: Mercúrio, Venus, Terra, Marte (planetas terrestres), Júpiter, Saturno, Urano, Netuno (planetas gigantes) e Plutão. Além dos planetas ocorrem ainda satélites, cometas, asteróides e meteoritos.
Tendo acontecido muitos antes do surgimento da espécie humana, a origem do sistema solar só pode ser explicada através de teorias. Estas são formuladas com base em fundamentos teóricos e modelamentos matemáticos que procuram explicar as características essenciais do Sistema Solar como o conhecemos hoje. É certo que as teorias mostram um modelo simplificado do processo ocorrido e ainda que não seja possível dizer qual dessas teorias se aproxima mais da “verdade” , se é que alguma delas reflete o que realmente aconteceu na formação do Sistema Solar, as teorias podem ser consideradas como mais ou menos válidas dependendo da sua capacidade em explicar características essencias deste sistema. As principais características a serem explicadas são:
1. Os planetas têm um plano comum de revolução em torno do Sol que corresponde aproximadamente ao plano equatorial do Sol.
2. As órbitas planetares são aproximadamente circulares, as mais excêntricas sendo aquelas dos menores planetas (Mercúrio e Plutão).
3. A maior parte da massa do Sistema Solar se concentra no Sol (Ms = 740 x somatório da massa dos demais corpos do sistema).
4. O movimento dos planetas ao redor do Sol acomoda a maior parte do momentum angular (99,5%) do sistema, apesar de o Sol ter a maior parte da massa, característica que teve um profundo efeito sobre as teorias de sua formação.
5. Existe uma diferença significativa massa e densidade entre os planetas terrestres e os planetas gigantes. Esta diferença reflete a composição média (O, Si, Fe e outros elementos pesados nos planetas terrestres e 99% de H e He para os planetas gigantes, que contém apenas cerca de 1% de elementos pesados).
As teorias propostas para a origem do Sistema Solar são basicamente derivadas de duas, propostas inicialmente no século XVIII. Entretanto todas as teorias têm dificuldade de explicar todas as complexidades do Sistema Solar começando de um estado incial plausível.
Teorias Históricas
A teoria da colisão
Inicialmente proposta por Buffon em 1776, propunha que o Sol teria se formado completamente e o material dos planetas teria sido arrancado do Sol em uma colisão catastrófica com um cometa ou uma estrêla. O principal problema desta teoria é que ela não justifica o grande momentum angular de revolução dos planetas. Além disto o filamento arrancado do Sol (ou da estrêla), para prover material suficiente para a formação dos planetas, teria que vir de seu interior, onde a temperatura é de milhões de graus e, assim, o filamento iria se dispersar antes de poder se consolidar.
A teoria da nebulosa primordial
Propõem que o Sol e os planetas se formaram todos a partir de uma nebulosa em rotação. Esta teoria foi inicialmente formulada por Kant (1775). Ele porpôs que o material do Sistema Solar se aglutinou por atração gravitacional a partir de material originalmente disperso. Laplace em 1830 refinou o modelo, apontando que uma nebulosa em rotação, que estivesse se contraindo pelo efeito de sua própria gravidade, teria que aumentar progressivamente a sua velocidade angular para manter seu momentum angular. Eventualmente a força centrífuga excederia a atração gravitacional no perímetro da nuvem de modo que um anel de material seria separado. Esse(s) anel (eis) se condensariam dando origem aos planetas. De acordo com esse modelo, entretanto, o Sol deveria estar rotando próximo ao seu limite centrífugo (período de horas), mas na verdade ele rota muito mais lentamente (o período é de 27 dias) e o mecasnimo da separação gravitacional dos anéis foi considerado não plausível para a origem dos planetas. Os pontos favoráveis dessa teoria são que ela explica porque todos os planetas tem seu plano de revolução em concordância com o plano equatorial do Sol e porque os planetas apresentarem todos o mesmo sentido de rotação.
Modelo atual
A teoria atualmente mais aceita é a de que o Sistema Solar se formou simultaneamente a cerca de 4,56 bilhões de anos, a partir de uma nebulosa primordial fria, composta de 99% de Hidrogênio e Hélio e 1% de material refratário (óxidos), provenientes das sobras de uma geração anterior de estrelas. A maior parte da massa, ao se contrair, esquentou e formou o protosol. Na parte mais externa da nebulosa inhomogeneidades locais formaram agregados - os planetesimais, que orbitavam fora do plano equatorial em torno da massa central. As colisões sucessivas entre planetesimais foram acrescendo os maiores protoplanetas, que, com um campo gravitacional maior, passaram a absorver o material de órbitas próximas, de modo a resultar em órbitas praticamente circulares e coplanares com o plano equatorial da nebulosa primordial.
O protosol, a partir de determinado grau de adensação, passou a ter condições no seu interior de proceder a fusão de Hidrogênio para Hélio. A partir deste momento a emissão de energia do Sol aumentou muito. Enquanto os protoplanetas acumulavam mais “detritos”, o Sistema Solar ia clareando e os ventos solares passaram a varrer os elementos voláteis dos protoplanetas próximos. A alta temperatura e o tamanho relativamente pequeno destes planetas, que não tinham campo gravitacional suficiente para manter sua atmosfera, fez com que 99% de sua massa fosse para o espaço e sobrasse aquele 1% de material refratário já existente na nebulosa primordial.
Os planetas gigantes retiveram todo material da nebulosa primordial - e têm a composição muito próxima deste original (o Sol está em constante enriquecimento de He, por causa das reações nucleares em seu interior). Júpiter, aliás, por pouco não se tornou uma estrela, formando com o Sol um sistema binário. Para tal bastaria que tivesse a massa algumas vezes maior, do que a que conseguiu agregar.
O reconhecimento de que a maioria dos planetas, inclusive a Terra apresenta uma estrutura constituída de camadas de diferentes composições deu origem a duas teorias para a formação dos planetas a partir dos discos: a da acresção homogênea e a da acresção heterogênea.
A Teoria da Acresção Heterogênea propõem que a estrutura em camada dos planetas foi devido a agregação de material segundo a sua temperatura de condensação, i.e. primeiro foram acrescionados aqueles condesados de Al, Ca, Ti de ponto de fusão mais alto (os primeiros a se solidificarem a partir da nuvem quente) e com o arrefecimento do sistema vão sendo acrescionados os materiais de temperatura de condensação mais baixa (primeiro Fe-Ni, depois mistura de metal s/ Fe e silicatos magnesianos livres de Fe). Posteriormente, devido a aquecimento interno da Terra teria havido seleção por densidade destes materiais causando concentração do Ferro no interior do planeta.
A Teoria da Acresção Homogênea propõem que os materiais que foram agregados para formar os planetesimais e posteriormente os planetas já estavam todos condensados e que, portanto, os planetesimais/planetas primitivos seriam grosso modo homogêneos. Segundo esta teoria toda a zonalidade química interna dos planetas seria resultante de processos de diferenciação ocorridos posteriormente ao estágio de formação dos planetas, estando relacionado ao aquecimento interno dos planetas.
É difícil decidir entre uma e outra teoria, mas, a julgar pela quantidade de meteoritos pouco diferenciados existentes no Sistema Solar, acredita-se que a acresção homogênea tenha sido o processo dominante. A acresção homogênea vincula a densidade (riqueza em Fe) de um planeta a seu tamanho e não a distância em relação ao Sol como é o caso da acresção heterogênea. Assim Mercúrio, que é um planeta de raio pequeno, deveria ter a densidade bem maior (??) que a da Terra. Como esta inferência não é verificada passou-se a formular uma teoria de acresção homogênea mais aprimorada, na qual são propostas a existência de um certo zoneamento químico no Sistema Solar primitivo (devido ao gradiente térmico do mesmo), que seria caracterizado por zonas de composição mais ou menos homogêneas. Os planetas formados dentro de cada zona seriam formados por acresção homogênea.
Origem do Universo e do Sistema Solar
Questionário
1. Quais as (2) evidências científicas que corroboram a teoria da grande explosão primordial, o “Big Bang”?
2. Que elementos se formaram logo depois da era da radiação (quando fótons de alta energia passaram a irradiar a energia e a baixar a temperatura da matéria existente, até que prótons e elétrons podiam se associar)?
3. Como se formaram os elementos pesados?
4. Quantas Galáxias existem aproximadamente e quantas estrelas elas contém (por favor, basta a ordem de grandeza, não comece a contar...)
5. Que elementos químicos existiam na nebulosa primordial, que deu origem ao Sistema Solar ?
6. Quando se deu a formação do Sistema Solar?
7. Qual é a fonte de energia do calor do Sol?
8. Enumere os planetas do Sistema Solar.
9. Porque Saturno tem anéis?
10. Porque a composição de Júpiter é diferente da composição da Terra, já que ambos se formaram a partir da mesma nebulosa primordial?
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