É MUITA COISAAAAAAA - realmente é muita coisa e queríamos agradecer ao Prof. Dr. Antônio pela incrível oportunidade de elevar nossos pensamentos e senso crítico!
cherry valley forever
will byers stan first human second
noise dept.
d e v o n
DEAR READER

Andulka
we're not kids anymore.
occasionally subtle
taylor price
art blog(derogatory)
styofa doing anything

JBB: An Artblog!
TVSTRANGERTHINGS
$LAYYYTER
Xuebing Du

shark vs the universe
"I'm Dorothy Gale from Kansas"

⁂

pixel skylines

Product Placement

seen from United States

seen from Malaysia
seen from Türkiye

seen from Italy
seen from United States
seen from United States

seen from Malaysia

seen from Malaysia

seen from Malaysia

seen from Türkiye

seen from United Kingdom
seen from China

seen from United Kingdom

seen from United States
seen from Norway
seen from United States

seen from Malaysia

seen from United States
seen from United States

seen from Germany
@divulgacaocientifica
É MUITA COISAAAAAAA - realmente é muita coisa e queríamos agradecer ao Prof. Dr. Antônio pela incrível oportunidade de elevar nossos pensamentos e senso crítico!
Tá, e aí?
E qual a conclusão disso tudo? Bom, acho que vocês já perceberam que nada do que falamos aqui, ou pelo menos quase nada, foi ensinado a vocês a até agora. A História do surgimento do Universo é algo muito complexo e que demanda muito tempo de estudo para se saber todos os detalhes. Sendo assim, podemos perceber que vários fatores influenciaram na expansão do Universo, nota-se que eu utilizei a palavra expansão, não uma grande explosão, afinal ao longo desse vídeo vimos que existem muitos termos ligados ao Big Bang que são utilizados erroneamente.
Para finalizar, vamos ver algumas curiosidades relacionadas ao Big bang, como por exemplo:
Um satélite da NASA conseguiu medir cuidadosamente o espectro da radiação cósmica de fundo, o que o tornou a medida mais precisa de um espectro de corpo negro de todos os tempos.
Vocês sabiam que o universo continua se expandindo e essa expansão continua acelerando?
Sabe aquela história sobre um alienígena a milhões de anos luz, olhar pra Terra e enxergar dinossauros? Então é tudo mentira também, isso não tem possibilidade de acontecer.
Existe um site chamado A Review of the Universe, que explica mais detalhadamente sobre a origem do Universo.
Outra curiosidade é sobre buracos negros, até hoje ainda não descobrimos o que pode estar do outro lado de um buraco negro, porém sabemos que a força dele é algo enorme.
Em relação a vida em outros planetas, a gente foge um pouco do assunto, mas é legal de comentar. Até hoje não foram encontradas vidas em outros planetas, pelo menos não do jeito que nós conhecemos, como animais, seres extraterrestres como vimos em filmes. Já foram encontradas bactérias e coisas relacionadas a isso.
Afastamento das Estrelas
Tá, mas e aí? O que acontece depois?
Bom, depois de toda essa formação, o Universo continuou e AINDA continua a expandir! Tudo começou com Sir Edmund Halley (aquele do cometa) que quando estava observando as estrelas notou posições diferentes entre elas, com essa percepção de movimento surgiu o conceito de movimento aparente. Assim, em 1842 um físico chamado Christian Doppler estudou o efeito de variação do comprimento de uma onda em relação a fonte emitente e o observador e concluiu que as ondas se aproximam (blushift) ou afastam (redshift) da fonte. A importância desse estudo para o afastamento das estrelas é que a partir dele foi possível também medir a velocidade de afastamento ou aproximação entre as galáxias. Um astrônomo estado-unidense estudou mais afundo estas questões de afastamento e aproximação e calculou a velocidade de afastamento dessas galáxias e/ou estrelas além de nos mostrar a expansão do universo, nos levando a conclusão de que a expansão do universo é do espaço entre as galáxias e não delas!
Aqui temos um exemplo de fusão nuclear usando nosso Sol.
Tá tudo em inglês então vamos as traduções e explicações:
Neste exemplo há a fusão de Hidrogênio formando Hélio e soltando energia, é um pouco mais complexo que isso, pois dentro do Sol é tão quente (cerca de 15 MILHÕES de graus Celsius) que os átomos de Hidrogênio se transformam numa espécie de plasma e com os elétrons livres, os prótons e nêutrons podem se rearranjar (fundir) em um novo elemento: o Hélio. Este processo todo libera graaaaandes rajadas de energia!
Combustível das Estrelas
E como as estrelas se mantém "vivas"? Tudo está no núcleo!
Primeiramente o conceito de fusão nuclear: que é o processo no qual dois ou mais núcleos atômicos se juntam e formam um outro núcleo de maior número atômico. A fusão nuclear requer muita energia para acontecer, e geralmente libera muito mais energia do que a que consome. Quando ocorre com elementos mais leves que o ferro e o níquel (que possuem as maiores forças de coesão nuclear de todos os átomos, sendo portanto mais estáveis) ela geralmente libera energia, e com elementos mais pesados ela consome.
Agora sim podemos falar de como as estrelas queimam combustível nuclear. Principalmente em sua região central, para gerar uma pressão de radiação (de dentro para fora) de maneira a contrabalançar o colapso gravitacional (de fora para dentro). Na maior parte de suas vidas as estrelas transformam Hidrogênio em Hélio. Quando esta fase acaba, as estrelas usam o “combustível” resultante para um novo ciclo que forneça a tão necessária pressão de radiação, que evita a morte da estrela. Assim no novo ciclo, a estrela transforma Hélio em Carbono. E assim sucessivamente: Carbono em Oxigênio, Oxigênio em Silício, etc.. Enquanto a queima de Hidrogênio e Hélio sustenta a estrela por grande parte de sua vida, as queimas sucessivas são “rápidas”: a queima de Carbono na região central demora alguns mil anos; a queima de Oxigênio demora apenas 1 ano; a queima de Silício apenas uma semana! Se o aumento de temperatura não for suficiente para iniciar a queima do combustível armazenado, a estrela não é capaz de gerar pressão de radiação para conter o colapso gravitacional. Se ela não encontrar um outro mecanismo capaz de conter o colapso, a estrela morrerá. Para que a estrela comece a queimar Hélio, a temperatura interna tem que aumentar: momentaneamente a pressão gravitacional vence a batalha, a estrela diminui de tamanho e a temperatura interna aumenta iniciando a queima de Hélio. Identicamente em relação aos outros ciclos: sempre a gravidade vence a batalha para aumentar a temperatura interna para que um novo ciclo de queima comece. Há, ainda, um detalhe muito importante a fusão só é um processo exoenergético até núcleos mais leves do que o do Ferro, ou seja, se o núcleo estelar for formado exclusivamente por Ferro, não é mais possível para a estrela ganhar energia a partir da fusão nuclear. As estrelas que não atingem o limiar de temperatura necessário para iniciar um novo ciclo de queima nuclear poderão colapsar se não acharem um outro mecanismo físico que forneça uma pressão qualquer capaz de suportar o colapso gravitacional. Fusão nuclear é o processo no qual dois ou mais núcleos atômicos se juntam e formam um outro núcleo de maior número atômico. A fusão nuclear requer muita energia para acontecer, e geralmente libera muito mais energia do que a que consome. Quando ocorre com elementos mais leves que o ferro e o níquel (que possuem as maiores forças de coesão nuclear de todos os átomos, sendo portanto mais estáveis) ela geralmente libera energia, e com elementos mais pesados ela consome.
Radiação Cósmica de Fundo
Para explicar alguns eventos da expansão, vamos começar com a radiação cósmica de fundo que é um indicador da teoria do Big Bang.
Como já foi dito, o universo inicial teve, ao longo de sua formação, a composição de um plasma quente de fótons, elétrons e núcleos. À medida que o universo se expandia e o plasma esfriava, foi possível aos elétrons combinarem-se com os núcleos atômicos de hidrogênio e hélio para formarem átomos. Isso aconteceu por volta de 3000 K, ou quando o universo tinha aproximadamente 380 mil anos de idade, nesse momento, os fótons puderam começar a viajar livremente pelo espaço. Esse processo é chamado "recombinação". Os fótons continuaram a esfriar desde então, atingindo a temperatura de 2,7 K, e essa temperatura continuará a diminuir enquanto o universo continuar a se expandir. Assim, a radiação do espaço que se mede hoje é originária de uma coleção de pontos no espaço na qual ocorreu este processo de recombinação, há 13,7 bilhões de anos, e cujos fótons chegam agora na Terra. A teoria do Big Bang sugere que a radiação cósmica de fundo preenche todo o espaço observável, e que a maior parte da energia do universo está na radiação cósmica de fundo em micro-ondas. O ruído provocado por essa radiação está presente em cerca de 1% no funcionamento dos nossos aparelhos elétricos. Este ruído pode ser compreendido como um "fóssil" de uma época em que o universo era muito novo.
A Introdução ao Big Bang
Vamos começar do começo.
A Teoria do Big Bang é uma das teorias mais aceitas no meio científico para descrever a origem do que chamamos de universo, ditando o que acontece desde centésimos de centésimos de centésimos de centésimos... de segundos até o momento em que vivemos. Essa teoria começa com o nada, nada até então emitia sons, nada para ser visto, nada sequer existia, e então começa a grande expansão. Temos algumas classificações dessa expansão que chamamos de ERAS. Não é possível determinar exatamente os primeiros instantes, a temperatura e densidade eram altas demais para conseguirmos medir, essa é a Era de Plark. Depois vieram as forças eletromagnéticas unificadas numa mistura de quarks (elementos menores que o próton e o nêutron) e matéria e anti-matéria, até que o universo começa a se expandir em nível exponencial, essa é a Grande Teoria Unificada. As forças se separam e daí os quarks começam a formar os prótons e nêutrons, os mesmos que constituem a matéria hoje em dia (somos mais velhos do que parecemos), é nesse período que a matéria e a anti-matéria entram em desequilíbrio, onde a matéria vence por pouco, essa é a Era das Partículas. A partir daí a temperatura do universo cai por um período bem mais longo, permitindo a fusão nuclear de prótons e nêutrons formando He, H e seus isótopos, correspondendo a cerca de 98% dos átomos atuais, essa é Era da Nucleossíntese. Nos próximos 380 mil primeiros anos do universo a temperatura cai drasticamente para seus 3.000K e os núcleos e elétrons interagiam com fótons, a medida que a temperatura continuou a cair as partículas conseguiram rearranjar-se em átomos e assim deixaram de interagir com os fótons permitindo agora que a luz percorresse livre pelo universo. Essa transição onde as partículas e a luz deixam de interagir é perceptível ainda nos dias de hoje como Radiação Cósmica de Fundo. Passados alguns milhões de anos algumas áreas mais densas se juntaram criando regiões de imensa gravidade, assim formando as primeiras estrelas e galáxias, essa é a chamada Era das Galáxias que perpetua até os dias de hoje.