TEXTO BASE –
FÍSICA 4° BIMESTRE – 1ª SÉRIE DO ENSINO
MÉDIO – 2019
Na linha de
uma tradição antiga, o astrônomo grego Ptolomeu (100-170 d.C.) afirmou a tese
do geocentrismo, segundo a qual a Terra seria o centro do universo, sendo que o
Sol, a Lua e os planetas girariam em seu redor em órbitas circulares. A teoria
de Ptolomeu resolvia de modo razoável os problemas astronômicos da sua época.
Vários séculos mais tarde, o clérigo e astrônomo polonês Nicolau Copérnico
(1473-1543), ao encontrar inexatidões na teoria de Ptolomeu, formulou a teoria
do heliocentrismo, segundo a qual o Sol deveria ser considerado o centro do
universo, com a Terra, a Lua e os planetas girando circularmente em torno dele.
Por fim, o astrônomo e matemático alemão Johannes Kepler (1571- 1630), depois
de estudar o planeta Marte por cerca de trinta anos, verificou que a sua órbita
é elíptica. Esse resultado generalizou-se para os demais planetas. Kepler
apresentou uma teoria científica que, graças aos métodos aplicados, pôde ser
testada e generalizada.
Assim como
Copérnico, Galileu Galilei e Giordano Bruno também viveram em uma época em
que as
pesquisas não eram bem-vindas, em especial a teoria do heliocentrismo, sendo
eles caçados
pela Igreja Católica, escondendo-se, negando suas teorias e até sendo queimados
na inquisição.
No estudo da
Mecânica, a velocidade, por exemplo, é uma grandeza relativa, ou seja, a sua
determinação depende do referencial a partir do qual está sendo medida. Em
consequência disso, outras grandezas que dependem da velocidade também são
relativas, como a energia cinética e a quantidade de movimento.
A energia potencial
gravitacional também é uma grandeza relativa, pois o seu valor depende do
referencial que se adota para medir a altura. Comprimento, massa e tempo são
tidos como grandezas absolutas no estudo da Mecânica, mas também são grandezas
relativas. No entanto, a relatividade dessas grandezas só se evidencia no
estudo de situações em que há velocidades muito elevadas, ou seja, não
desprezíveis se comparadas com a velocidade da luz no vácuo, que é
aproximadamente 3,0 x108 m/s.
O Início da
Teoria da Relatividade
A teoria da
relatividade foi uma revolução para o século XX, pois ela provocou inúmeras
transformações em conceitos básicos e também proporcionou que fatos
importantes, ainda não explicáveis, pudessem ser entendidos. Essa teoria surgiu
com o físico alemão Albert Einstein. Nascido em Ulm, Einstein foi um físico e
pesquisador muito conhecido por ter proposto a teoria da relatividade, mas
também foi ele que explicou corretamente o efeito fotoelétrico, fato esse que
possibilitou o desenvolvimento da bomba atômica, mesmo sem ele saber para quais
fins se destinava.
A teoria da
relatividade é composta de duas outras teorias: Teoria da Relatividade
Restrita, que estuda os fenômenos em relação a referenciais inerciais, e a
Teoria da Relatividade Geral, que aborda fenômenos do ponto de vista não
inercial. Apesar de formar uma só teoria, elas foram propostas em tempos
diferentes, mas ambas trouxeram o conhecimento de que os movimentos do Universo
não são absolutos, mas, sim, relativos.
A teoria do
Big Bang é uma tentativa da Física de explicar as origens do Universo. De forma
bastante simples, ela afirma que todo o Universo se iniciou a partir de uma
singularidade, que vem expandindo-se pelo menos há 13,8 bilhões de anos. A
teoria foi proposta pela primeira vez em 1920 pelo astrônomo e padre jesuíta
Georges-Henri Lemaître (1894-1966), à qual ele se referia como a “hipótese do
átomo primordial”. Posteriormente essa teoria foi desenvolvida pelo físico
russo George Gamov (1904-1968). Uma de suas principais sugestões foi que a
formação dos núcleos atômicos (nucleossíntese) nos primórdios do Universo
deveria deixar como rastro uma radiação detectável, na faixa das micro-ondas.
As Leis de
Kepler
As Leis de
Kepler são três leis, propostas no século XVII, pelo astrônomo e matemático
alemão Johannes Kepler (1571-1630), na obra Astronomia Nova (1609).
Elas
descrevem os movimentos dos planetas, seguindo modelos heliocêntricos, ou seja,
o Sol no centro do sistema solar.
As Leis de
Kepler: Resumo
Segue abaixo
as três Leis de Kepler sobre os movimentos planetários:
Primeira Lei
de Kepler
A 1ª Lei
descreve as órbitas dos planetas. Kepler propôs que os planetas giram em torno
do Sol, em uma órbita elíptica, com o Sol em um dos focos.
Nesta Lei,
Kepler corrige o modelo proposto por Copérnico que descrevia como circular o
movimento orbital dos planetas.
Segunda Lei
de Kepler
A 2ª lei de
Kepler assegura que o segmento (raio vetor) que une o sol a um planeta varre
áreas iguais em intervalos de tempo iguais.
Uma
consequência deste fato é que a velocidade do planeta ao longo da sua
trajetória orbital é diferente.
Sendo maior
quando o planeta se encontra mais próximo do seu periélio (menor distância
entre o planeta e o Sol) e menor quando o planeta se encontra próximo do seu
afélio (maior distância do planeta ao Sol).
Terceira Lei
de Kepler
A 3ª lei de
Kepler indica que o quadrado do período de revolução de cada planeta é
proporcional ao cubo do raio médio de sua órbita.
Por isso,
quanto mais distante o planeta estiver do sol, mais tempo levará para completar
a translação.
Portanto, a
razão entre os quadrados dos períodos de translação dos planetas e os cubos dos
respectivos raios médios das órbitas será sempre constante, conforme
apresentado na tabela abaixo:
Leis de
Kepler e a Gravitação Universal
As Leis de
Kepler descrevem o movimento dos planetas, sem se preocupar com as suas causas.
Isaac Newton
ao estudar essas Leis, identificou que a velocidade dos planetas ao longo da
trajetória é variável em valor e direção.
Para explicar
essa variação, ele identificou que existiam forças atuando nos planetas e no
Sol.
Deduziu que
essas forças de atração dependem da massa dos corpos envolvidos e das suas
distâncias.
Chamada de
Lei de Gravitação Universal, sua expressão matemática é:
F igual a G
numerador M espaço. espaço m sobre denominador R ao quadrado fim da fração
Sendo,
F: força
gravitacional
G: constante
de gravitação universal
M: massa do
Sol
m: massa do
planeta
R: distância
que separa os corpos
Eclipse Lunar
Começamos
pelo evento desta noite. O eclipse lunar acontece sempre na fase da Lua Cheia e
ocorre quando a Terra fica entre o Sol e a Lua, fazendo com que a luz solar não
ilumine o satélite. A sombra ocasiona o fenômeno conhecido como Lua de Sangue
porque a atmosfera terrestre absorve a luz do Sol ao mesmo tempo que cobre a
Lua.
Eclipse Solar
No solar, as
posições se invertem. A Lua fica em um ponto entre o Sol e a Terra, lançando
sombra sobre o nosso planeta e bloqueando a chegada de raios solares. Há quatro
tipos de eclipses solares: parcial (quando um parte do Sol é ocultada), total
(quando a Lua cobre todo o Sol), anular (quando um anel de luminosidade solar é
visto ao redor da Lua) e híbrido (quando a curvatura da Terra faz com que o
fenômeno seja visto de diferentes tipos, dependendo do local).
No Brasil ou
em qualquer lugar do mundo vemos sempre o mesmo lado da Lua, mas por quê? Já
que a mesma gira.
Se a Lua
também gira, a lógica seria vermos sua outra face.
O motivo pela
qual não podemos ver seu outro lado se dá pelo simples fato de que a sua
rotação é igual ao seu período orbital, ou seja, ao mesmo tempo em que a Lua
gira ao seu redor (rotação), é igual o tempo que ela demora para girar ao redor
da Terra (translação), então em sincronia (rotação e translação) nos permite
observar só um lado.
Apesar de não
vermos seu outro lado, muitos falam que este lado é o "lado escuro",
entretanto esse lado "escuro" também é iluminado pelo Sol, tanto
quanto o lado que vemos, um exemplo é na Lua Nova.
Quando é Lua
nova, o lado oculto está sendo iluminado pelo Sol, por isso não se vê a Lua a
noite, contudo durante o dia nessa fase podemos ver, pois a mesma nasce por
volta das 6 da manhã e se põe por volta das 6 da tarde.
Os satélites
artificiais são equipamentos construídos pelo homem que, após serem lançados no
espaço, permanecem em órbita ao redor da Terra. Esses equipamentos tornaram-se
fundamentais para uso de tecnologias na Terra, comunicação e estudos sobre o
planeta.
Tipos de
satélites
Satélites de
comunicação (os mais numerosos);
Satélites de televisão;
Satélites
científicos;
Satélites
meteorológicos;
Satélites de
sensoriamento remoto de recursos terrestres;
Satélites de
uso militar.
Isaac Newton
e os satélites artificiais
O físico
inglês do século XVII Isaac Newton foi quem idealizou a possibilidade do
lançamento de objetos que pudessem permanecer em órbita ao redor da Terra. Ele
imaginou que, da mesma forma que a Lua orbita a Terra, também seria possível
fazer com que objetos quaisquer pudessem orbitar nosso planeta.
Se um objeto
é lançado horizontalmente do alto de uma montanha, ele descreve uma trajetória
curva até tocar o solo. Aumentando-se a velocidade de lançamento, a distância
horizontal percorrida pelo objeto também aumenta. Newton pensou que, se o
objeto fosse lançado em uma determinada velocidade, ele descreveria uma
trajetória circular ao redor de todo o globo terrestre e voltaria ao ponto do
lançamento sem tocar no solo.
Processo de
lançamento de um satélite artificial
Os satélites
artificiais são levados até a altura desejada a bordo de um ônibus espacial ou
acoplados a um foguete. Ao atingir a altura desejada, o satélite é acelerado
até que atinja a velocidade necessária para manter-se em órbita. Os satélites ocupam
posições ao redor da Terra onde não existe atrito com o ar, o que garante que
não haja perda de energia cinética. Com isso, o satélite mantém o movimento por
inércia.
Quando foi
lançado o primeiro satélite?
O primeiro
satélite foi posto em órbita pela União Soviética em 1957. O Sputnik I tinha
massa de aproximadamente 83 kg e não possuía uma função específica, apenas
transmitia um sinal que podia ser percebido como um “beep” por meio de um
rádio.
O primeiro satélite brasileiro foi projetado pelo Instituto
Nacional de Pesquisas Espaciais e lançado em 1993. O SCD-1 fornece dados
meteorológicos e, em 2011, completou 94.994 voltas ao redor da Terra.
Sem os
satélites artificiais, nosso dia a dia seria bem menos confortável. Conheça
algumas das funções dos mais de 1.200 dispositivos em órbita ao redor da Terra,
que não se resumem a GPS e transmissão de TV.
O lançamento
do satélite europeu de observação terrestre Sentinel-3A, marcado para esta
terça-feira (16/02), faz lembrar que um mundo sem satélites artificias seria um
mundo sem navegação por GPS, e um mundo em que alguns canais de TV não poderiam
existir. A previsão meteorológica também seria muito menos precisa. Em suma,
esse mundo seria menos confortável.
Para que tudo
continue funcionando como está, mais de 1.200 satélites estão em órbita em
torno da Terra – cada um deles com habilidades diferentes.
Espionagem
Quem já
assistiu a um filme de suspense hollywoodiano sabe que os satélites americanos
são capazes de monitorar a Terra em tempo real. Muitos filmes divergem, no
entanto, quando se trata da resolução. Os melhores satélites de espionagem
pertencem à série Keyhole. Eles proporcionam uma resolução de até 10
centímetros por pixel. Como sugerido em alguns filmes, eles não são capazes de
reconhecer placas de carros. Mesmo assim, os verdadeiros espiões conhecem seu
trabalho: drones oferecem os dados necessários. Eles podem identificar os
passageiros de um carro a 25 quilômetros de distância. Por volta de um quarto
dos satélites é usado para espionagem ou fins militares, muitos deles, no
entanto, ainda estão abertos ao uso civil.
TV e
comunicação
Transmissão
de TV por satélite – algo do passado? Nem um pouco. Os satélites de TV perfazem
quase 25% de todos os objetos feitos pelo homem que se encontram em órbita da
Terra. Há 40 anos, os EUA deram início à transmissão de TV por satélite; os
europeus, dez anos mais tarde. Atualmente, 50% dos telespectadores utilizam as
famosas antenas parabólicas sobre os telhados – para o horror do patrimônio
histórico e dos fãs da arquitetura. E, por falar nisso, os veneráveis satélites
de TV já se transformaram em multitalentos: eles transmitem telefonemas e
oferecem até mesmo acesso à internet.
Navegação
O GPS (sigla
em inglês para Sistema de Posicionamento Global) ajuda motoristas, ciclistas e,
atualmente, até mesmo pedestres em seus planos de viagem. Os velhos mapas
dobráveis saíram de moda. Mas, aos poucos, o sistema americano desenvolvido há
20 anos ganha concorrência. Tanto os europeus, quanto russos e chineses
trabalham em soluções próprias. Elas se chamam Galileo, Glonass e BeiDou. Hoje,
a localização por satélite tornou-se parte integrante de smartphones. Por meio
de diferentes aplicativos, é possível localizar restaurantes, amigos e talvez
até o próximo parceiro ou parceira nas redondezas. Por volta de 5% de todos os
satélites se dedicam a essa importante tarefa.
Tempo
"Previsões
são difíceis, principalmente quando dizem respeito ao futuro", constatou
sobriamente o escritor Mark Twain. Nesse contexto, as previsões meteorológicas
parecem ser de grande importância, embora nem sempre sejam corretas. Sobre
elas, as pessoas falam tanto quanto sobre o próprio tempo, principalmente
quando são errôneas. De fato, a precisão de tais prognósticos melhorou por
volta de 15 vezes com a ajuda de satélites. Atualmente, há previsões para 14
dias, radar de precipitação e informações precisas de temperatura. Apesar de
tudo isso, ainda não se está satisfeito por completo com a previsão do tempo.
Ser um satélite meteorológico é um trabalho ingrato. Por sorte, essa
responsabilidade cabe a poucos. Os europeus têm três satélites; os americanos,
dois; e russos, japoneses e indianos, um cada um.
Observação da
Terra
Os europeus
não são capazes da observação terrestre em tempo real, como fazem os
americanos. De qualquer forma, por meio do programa Copérnico, eles podem obter
imagens com atraso de apenas 20 minutos. Embora o programa não signifique uma
"nova era na observação do planeta", como afirma o Centro
Aeroespacial Alemão (DLR), ele representa uma melhora gradual. No dia a dia,
esses satélites são conhecidos principalmente através do Google Maps. Assim,
apesar dos muros altos, pode-se dar uma olhada no terreno do vizinho. As
imagens do Google, no entanto, são de até dez anos atrás.
Pesquisa
Na área da
pesquisa, os satélites mostram do que realmente são capazes. A medição do campo
magnético da Terra, da gravitação ou do nível dos oceanos está, nesse contexto,
entre as tarefas mais fáceis. Os satélites de pesquisa olham para o espaço,
rastreiam estrelas remotas ou monitoram erupções solares. Eles perfazem 10% de
todos os satélites.
Estações
espaciais
As estações
espaciais, destinadas principalmente à pesquisa, também são satélites. Em
comparação com as cápsulas utilizadas no voo de ida e volta, a Estação Espacial
Internacional (ISS) oferece relativo conforto. Recentemente, a primeira máquina
de café para uso em gravidade zero foi transportada para o espaço. Agora, a
tripulação da estação pode desfrutar de um expresso fresquinho todas as manhãs.
Para que
servem as sondas espaciais?
São
equipamentos enviados a outros planetas, satélites, asteroides e cometas que
coletam, analisam e remetem informações à Terra. Cada sonda tem objetivos
diferentes, que vão desde tirar fotos em close da Lua, como na década de 1960,
até desvendar o histórico da água em Marte hoje.
Ônibus
espacial (space shuttle)
É um tipo de avião que decola verticalmente e
é composto basicamente de uma cabine para a tripulação, um grande compartimento
de carga, duas asas e três motores. Para decolar utiliza um enorme depósito de
combustível e dois foguetes auxiliares. A altura do conjunto é de 56,14 m, o
ônibus espacial tem 37,23 m de comprimento, envergadura de 23,79 m. A órbita de
operação ocorre entre 185 e 643 km e a velocidade máxima do ônibus espacial é
de 28.000 km/h.
Ônibus
espacial Challenger, em seu lançamento inaugural (4 de abril de 1983).
A cabine está
dividida em dois níveis nos quais se podem acomodar de duas a oito pessoas. No
primeiro nível estão os controles do veículo, o controle do braço mecânico, a
comunicação e os assentos da tripulação para o lançamento e a reentrada
na atmosfera terrestre. O segundo nível está destinado à tripulação
(dormitórios, lugar para as refeições e asseio pessoal etc.) e o local de onde
se tem acesso ao compartimento de carga e à sala de pressurização (local do
qual são preparadas as atividades fora da nave).
O
compartimento de carga tem 18,3 m de comprimento e 4,6 m de largura e pode
levar até 22.000 kg de carga útil. É possível manipular a carga com o braço
mecânico, isto é muito útil para colocar e recolher satélites no espaço e
realizar operações de manutenção e reparo deles, pôr em órbita telescópios e
levar suprimentos ou astronautas à estação orbital.
Os três
motores do ônibus espacial consomem hidrogênio e oxigênio líquido,
estão configurados triangularmente e contam com a mais alta tecnologia de
foguetes dos dias atuais. Quando submetidos à máxima potência, durante o
lançamento, consomem 4.000 litros de combustível por segundo! Um carro normal
poderia dar a volta ao mundo, seguindo a linha do equador, com tal quantidade
de combustível. O tanque externo tem 47 m de altura e 8 m de diâmetro.
O tanque
externo e os foguetes auxiliares fornecem os dois milhões de litros de
combustível (média) utilizados em cada lançamento. Depois de aproximadamente
oito minutos e meio, a uma altura superior a 100 km, o tanque externo se
desprende do ônibus espacial e cai. Destino diferente têm os foguetes
auxiliares que se separam antes do tanque externo e têm sua queda amortecida
por paraquedas, caem num raio de 220 km. Os foguetes auxiliares são recuperados
e posteriormente reutilizados.
Na reentrada,
o atrito com a atmosfera produz o aumento da temperatura que varia de
315 a 1.438 °C dos quais a nave e a tripulação estão protegidos pelo isolamento
térmico da fuselagem.
De forma
simplificada, buraco negro é uma região do espaço que possui uma quantidade tão
grande de massa concentrada que nada consegue escapar da atração de sua força
de gravidade, nem mesmo a luz, e é por isso que são chamados de “buracos
negros”.
Até hoje a
melhor teoria para explicar este tipo de fenômeno é a Teoria Geral da
Relatividade, formulada por Albert Einstein. Mas, para entender melhor do que
se trata um buraco negro é preciso entender alguns conceitos.
Segundo a
teoria de Einstein, a força da gravidade seria uma manifestação da deformação
no espaço-tempo causada pela massa dos corpos celestes, como os planetas ou
estrelas. Essa deformação seria maior ou menor de acordo com a massa ou a
densidade do corpo. Portanto, quanto maior a massa do corpo, maior a deformação
e, por sua vez, maior a força de gravidade dele. Consequentemente, maior é a
velocidade de escape, força mínima que deve ser empregada, para que um objeto
possa vencer a gravidade deste corpo. Por exemplo, para que um foguete saia da
atmosfera terrestre para o espaço ele precisa de uma força de escape de 40.320
km/h. Em Júpiter, essa força teria de ser 214.200 km/h. Essa diferença muito
grande, é porque sua massa é muito maior que a da Terra.
É isso que
acontece nos buracos negros. Há uma concentração de massa tão grande em um
ponto tão infinitamente pequeno que a densidade é suficiente para causar tal
deformação no espaço-tempo que a velocidade de escape neste local é maior que a
da luz. Por isso que nem mesmo a luz consegue escapar de um buraco negro. E, já
que nada consegue se mover mais rápido que a velocidade da luz, nada pode
escapar de um buraco negro.
Esses tais
buracos negros seriam estrelas em seu último estágio de evolução, quando, depois
de consumir todo seu combustível, a estrela com massa maior que 3 massas
solares, se transformam em uma supernova com um “caroço” no centro. Se a massa
deste caroço, que pode ou não se formar, for maior que 2 massas solares ele cai
sobre si mesmo, transformando-se em um buraco negro.
Às vezes
acontece da estrela evoluir no que chamamos de “sistema binário fechado” quando
duas estrelas ficam muito próximas e há transferência de matéria de uma para
outra, podendo fazer com que uma delas acumule matéria em excesso provocando
sua explosão em uma supernova. Nestes casos, o mais provável é que ela evolua
para uma estrela de nêutrons, quando elétrons e prótons se fundem em nêutrons.
Mas, acontece que em alguns sistemas a concentração de massa é muito grande e
ocorre a formação de um buraco negro que continua “sugando” a massa daquela
outra estrela maior.
Em abril de
2019, a NASA divulgou a primeira imagem de um buraco negro. Foram utilizados
dezenas de radiotelescópios em terra e no espaço para capturar ondas
eletromagnéticas vindas de uma galáxia a mais de 55 milhões de anoz-luz de
nosso planeta e
as estrelas
parecem ser exclusivamente brancas a primeira vista. Mas se olharmos
cuidadosamente, podemos notar uma faixa de cores: azul, branco, vermelho e até
dourado. Na constelação de Orion, um bonito contraste é visto entre o vermelho
de Betelgeuse no "sovaco" de Orion e o azul de Bellatrix no ombro. O
que faz estrelas exibirem cores diferentes permanecia um mistério até dois
séculos atrás, quando físicos obtiveram suficiente conhecimento da natureza da
luz e propriedades da matéria em temperaturas imensamente altas.
Especificamente,
foi a física da radiação dos corpos negros que nos possibilitou entender a
variação das cores estelares. Logo após o entendimento do que era a radiação
dos corpos negros, notou-se que o espectro das estrelas parecia extremamente
similar as curvas da radiação dos corpos negros em várias temperaturas,
variando de poucos milhares de Kelvin até 50.000 Kelvin. A conclusão óbvia é
que estrelas são semelhantes a corpos negros, e que a variação de cor das
estrelas é uma consequência direta da temperatura de sua superfície.
Estrelas
frias (isto é, espectro tipo K e M) irradiam a maior parte de sua energia na
região vermelha e infravermelha do espectro eletromagnético e assim parecem
vermelhas, enquanto estrelas quentes (isto é, espectro tipo O e B) emitem
principalmente em comprimentos de onda azul e ultravioleta, fazendo-as
parecerem azul ou brancas.
Para estimar
a temperatura superficial de uma estrela, podemos usar a conhecida relação
entre temperatura de um corpo negro e o comprimento de onda da luz no pico de
seu espectro. Isto é, conforme você aumenta a temperatura de um corpo negro, o
pico de seu espectro move-se para um menor (mais azul) comprimento de onda
luminoso. Isto é ilustrado na Figura 1 onde a intensidade de três estrelas
hipotéticas é plotada contra o comprimento de onda. O "arco-íris"
indica a faixa de comprimento de onda que é visível ao olho humano.
Quais
são as condições para existir vida em outro planeta?
Qual a
diferença entre a singularidade do Big Bang e de um buraco negro?
O criador do
Big Bang
A partir da
Teoria da Relatividade, há 80 anos Lemaître propôs o nascimento do Universo
Curiosamente,
o astrônomo, cosmólogo e engenheiro belga Georges Edouard Lemaître (1894-1966),
autor da teoria da origem do Universo conhecida como Big Bang, era também um
homem da Igreja: estudou teologia e foi ordenado padre católico.
Seus
primeiros estudos foram em engenharia, na Bélgica. Mas, logo que se formou, o
jovem teve de deixar tudo e defender seu país na Primeira Guerra Mundial.
Passados os anos no campo de batalha, ele se voltou para a ciência e também se
tornou clérigo. Lemaître era teórico, mas se interessava pelas observações
astronômicas e esteve na Universidade de Cambridge, Inglaterra, e em Harvard,
EUA, com os pesquisadores dos observatórios.
Mas, antes
que os cientistas soubessem pelos telescópios como o Universo se comporta,
Lemaître, sempre com a curiosidade aguçada, estudou a Teoria da Relatividade
Geral, de Einstein, e chegou, matematicamente, a uma solução das equações que
implicava em um modelo do Universo que estaria em expansão, contrariando o que
a maioria dos estudiosos de 1927 acreditava.
Lemaître não
sabia, mas, na verdade, o cosmólogo russo Aleksandr Friedmann também tinha
calculado um Universo em expansão. Só que o belga foi adiante ou, melhor,
recuou no tempo e propôs que, se o Universo está em expansão hoje e se fizermos
uma extrapolação para trás, em algum momento ele deve ter sido extremamente
pequeno e denso, com toda a sua matéria comprimida.
O Universo
assim, compactado, foi chamado por Lemaître de átomo primordial. E, então,
teria havido a origem do Universo: o decaimento radioativo desse átomo
primordial resultou em uma grande explosão e expeliu toda a matéria existente
no Universo, que se expande impulsionado pela energia liberada nesse decaimento
ou explosão.
Naturalmente,
a comunidade científica não concordou imediatamente com a teoria. O próprio
Einstein chegara a resultados que confirmavam a crença de seus colegas em um
Universo eterno e estático, ou seja, nunca teria havido um momento de criação e
ele sempre foi o mesmo, nem menor, nem maior.
O autor da
Teoria da Relatividade chegou a desdenhar dos resultados de Lemaître, que até
pensou em desistir de divulgar sua idéia. Mas, dois anos depois, o astrônomo
americano Edwin Hubble fez observações e medições do Universo, e seus
resultados, que indicavam uma expansão, começaram a dar credibilidade às
previsões e estudos de Lemaître.
No início e
por muito tempo, a idéia do nascimento do Universo com a grande explosão passou
por deboches, e foi, inclusive, cunhada de Big Bang pejorativamente pelos seus
oponentes. Com o passar dos anos, cada vez mais descobertas e resultados
astronômicos e cosmológicos contribuíram para que a teoria de Lemaître da
origem do Universo se tornasse a mais aceita atualmente.
Cientista e
sacerdote, Lemaître sempre soube que a sua ciência o levaria a entender a
natureza, e a sua fé, ao seu Deus criador.
Prêmio Nobel
em Física – 1978
O Prêmio
Nobel em Física de 1978 foi dividido, sendo que uma metade foi atribuída a
Pyotr Leonidovich Kapitsa por suas “invenções básicas e descobertas na área da
física de baixa temperatura” e a outra metade foi atribuída em conjunto para
Arno Allan Penzias e Robert Woodrow Wilson “pela descoberta de radiação cósmica
de fundo”.
Pytor
Leonidovich Kapitsa nasceu em 9 de julho de 1894, em Kronshtadt, na Rússia.
Estudou na Academia de Ciências em Moscou. Em seu trabalho, ele observou que as
substâncias quando submetidas a temperaturas muito baixas, suas propriedades
alteram. Em 1934, Kapitsa desenvolveu um método para produzir hélio líquido em
grandes quantidades e que quando o hélio líquido é submetido às baixas
temperaturas, ele flui sem resistência. Esse fenômeno ficou conhecido como
superfluidez. Kapitsa morreu em 8 de abril de 1984, em Moscou.
Arno Allan
Penzias nasceu em 26 de abril de 1933, em Monique, Alemanha. Robert Woodrow
Wilson nasceu em 10 de janeiro de 1936, Houston, EUA. Ambos são físicos
estadunidenses. A radiação cósmica cai em direção a Terra, quando Penzias e
Wilson, estudaram a radiação cósmica, eles descobriram que as micro-ondas
emitidas com um comprimento de onda de 7 centímetros eram mais fortes que o
esperado, no começo eles esperavam que esses resultados foram causados por
distorções nas medições, mas esse não foi o caso e que esta radiação cósmica de
fundo é, provavelmente, remanescente do Big Bang.
