Assunto:    | Origens e Atividade Mental
Data:       | 29 out 2007
Message-ID: | 13icdoqg50tosf7@corp.supernews.com

Zoe disse:

> Gostaria de trabalhar com a compreensão atual do Big Bang
> antes de continuar a mastigar as leis da inteligência.

> Tomando como certo que não há uma resposta definitiva sobre como os elementos se formaram após o big bang -- exceto talvez o hélio e o hidrogênio -- mas que eles certamente apareceram eventualmente (talvez de supernovas), gostaria de partir a partir desse ponto.

> Ok, então aqui temos alguns elementos básicos distribuídos aleatoriamente
> pelo universo, e em grande quantidade. O espaço pareceria
> algo assim, multiplicado muitas, muitas vezes, eu acho?

Robert Grumbine responde:

Como explicado muitas vezes, mas a repetição parece necessária, não.

Ele começa fazendo o relógio do tempo andar para trás para explicar como chegamos aqui:

Vamos começar pelo outro lado. Observamos que o universo está se expandindo – todos os pontos estão se separando de todos os outros pontos. Podemos então perguntar o que acontece se olharmos para trás no tempo – nossa expectativa é, primeiro, que os pontos estariam ficando mais próximos uns dos outros. Da física elementar, sabemos que se você comprimir coisas (gases em particular, e eles são a maior parte da matéria observável no universo), elas aquecem. Podemos levar esse pequeno pedaço de física elementar até um ponto onde a temperatura do universo seria, em vez dos atuais 3 K, cerca de 3000 K. A tais temperaturas (um pouco mais frias que a 'superfície' observável do sol) o hidrogênio está totalmente ionizado e opaco à radiação (pelo menos se as densidades forem altas o suficiente, o que é o caso para o universo primitivo).

Podemos continuar a executar o universo no sentido inverso do tempo, se usarmos física menos óbvia. Continuamos a comprimir o universo e seu gás (seja o que for) até que atinja densidades e temperaturas de núcleo estelar. Nesse ponto (lembrando que estamos aproximando-nos do lado frio, o lado moderno), a fusão de hidrogênio em hélio torna-se eficiente. Ao ultrapassar este ponto (afastando-nos do presente), os núcleos ficam mais quentes e densos — tão quentes e densos que elementos pesados, como oxigênio e carbono, são desfeitos nas colisões pelo menos tão rapidamente quanto são montados por processos de fusão. Muito antes disso, não há partículas nucleares de que se preocupar. De qualquer forma, o resultado desta fase de núcleo estelar na história do universo é que ela apaga qualquer coisa maior que possa ter sido formada na história anterior e deixa-nos apenas com uma (computável e observada) distribuição de hidrogênio, hélio e um rastro de lítio.

Então ele olha para como as coisas estão evoluindo agora:

Todos os elementos mais pesados do que isso (talvez seja necessário considerar as quantidades quase inexistentes de berílio) são claramente _não_ distribuídos uniformemente pelo universo. Eles são todos produzidos nos núcleos estelares e distribuídos por novas e supernovas. Nem a localização das estrelas nem a distribuição dessas erupções é aleatória no espaço. As estrelas, por exemplo, são muito mais comuns dentro de galáxias do que fora delas, e as galáxias estão longe de estar distribuídas uniformemente. Além disso, as próprias galáxias evoluem. Novas estrelas (como o nosso Sol) são formadas a partir das cinzas de estrelas antigas. Isso ocorre com maior frequência onde há mais (e maiores — para produzir supernovas) estrelas. Portanto, muito mais frequente em direção aos núcleos das galáxias ou aos braços de galáxias espirais.

Agora, espere um pouco após o Big Bang para que alguns elementos pesados, como oxigênio, carbono, etc., se formem e sejam espalhados para o meio interestelar de uma galáxia de interesse. A esmagadora maioria dos átomos continua sendo hidrogênio e hélio. As novas e supernovas contribuem apenas com uma traça (em massa, ainda menor em número) de elementos pesados para as nuvens.

Vamos pular adiante e considerar uma nuvem real. (Isso está vários passos à frente do ponto em que você está.) Nuvens reais (estou selecionando, a propósito, as mais relevantes) são frias, relativamente escuras devido ao bloqueio por grãos de poeira e partículas de gelo, e ainda essencialmente de densidade de vácuo. Certamente um vácuo de melhor qualidade do que geramos aqui na Terra em laboratórios. Frio significa 10-100 K, o que podemos reproduzir no laboratório.

Que tipos de coisas acontecem dentro dessa nuvem? Bem, o hidrogênio estava há muito tempo majoritariamente preso em moléculas de H2 (à medida que a nuvem esfriava). Mas vamos ignorar isso e considerar (apesar da realidade) que todos os átomos estão sozinhos. Considere um bilhão de unidades de massa atômica de cada vez (cf. http://www.orionsarm.com/science/Abundance_of_Elements.html) 93% são átomos de hidrogênio, com a maior parte do restante sendo Hélio. Como disse, apenas uma traça de outras coisas é jogada na mistura. Então, basicamente, o que acontece em nossa nuvem atômica é que átomos de hidrogênio colidem com átomos de hidrogênio. Se eles estiverem se movendo rápido o suficiente, eles se 'agarram' e se tornam uma molécula de H2. Se estiverem se movendo muito rápido, eles se afastam um do outro (possivelmente ionizando um deles). E se estiverem se movendo muito devagar, eles, novamente, apenas se afastam um do outro. Se eles (ou qualquer outra coisa) colidirem com um hélio, eles se afastam. O mesmo vale para hélios se encontrando com hélios.

O qualificativo "rápido o suficiente" significa que você precisa estudar química se quiser entender o que está acontecendo com mais detalhes. O tópico envolvido é a cinética de reações e/ou termodinâmica.

Entre esses traços de elementos pesados, as mesmas regras se aplicam. Se colidirem com algo com o qual seja quimicamente permitido combinar-se (um O e um H), então combinam-se com uma probabilidade relacionada às condições (pressão, velocidade relativa, possível estado eletrônico excitado em um participante) da colisão. Isso também se aplica às colisões entre as moléculas de H2 e os átomos pesados ainda nus (em nossa conceptualização). Em um tempo astrofisicamente curto, os átomos de H combinam-se para formar moléculas de H2.

As moléculas de elementos pesados se acumulam mais lentamente. As partículas se acumulam onde/quando é fácil simplesmente empilhar mais uma molécula sobre uma estrutura – como no caso do gelo de H2O ou CO2, que são bastante estáveis sob condições astrofísicas para se aglutinarem uns aos outros. Uma vez que há um escudo desses, as reações podem ocorrer sem restrições dentro da nuvem. Seguem-se baixas temperaturas, o que desacelera as coisas, mas isso é compensado pela maior densidade e pela ausência de fotodisrupção das moléculas pela luz estelar externa.

Como mencionado anteriormente, uma grande variedade de moléculas tem sido encontrada no espaço, particularmente na Grande Nuvem em Órion (relativamente próxima e fácil de observar).

Nenhum disso é instantâneo, nada disso é uma 'coisa absolutamente única que possa acontecer', apesar da sua leitura maliciosa das pessoas nesse sentido. A cinética é estatística. Certos resultados são mais prováveis e ocorrem em taxas dependendo das suas condições. Altere as condições, e outras coisas tornam-se mais prováveis. Dado um universo de nuvens para realizar reações, muitas coisas podem acontecer.

Mais, talvez, ao ponto, é que a nuvem de gás tem relevância limitada para as preocupações sobre a formação da vida terrestre. Nós não vivemos em gigantescas nuvens de gás molecular. Vivemos em um planeta, cuja formação envolveu um processo seriamente não aleatório diferente ^[1] -- formando um local no universo onde elementos astrofisicamente muito menores, como silício, oxigênio, carbono, ferro, etc., foram tornados vastamente mais comuns que hidrogênio e hélio. Além disso, para formar um local onde o gás não era a fase dominante da matéria, em vez disso, estabelecendo um sistema de três fases onde gás, líquido e sólidos poderiam interagir fisicamente e quimicamente.

1. Formação do sistema solar, isto é. A gravidade, a termodinâmica e a química são suficientes, no entanto, para construir planetas semelhantes à Terra. (E os mais comuns não semelhantes à Terra, é claro.)

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