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PCR

A Polymerase Chain Reaction (PCR) é a técnica mais usada para copiar um trecho de ADN. A imagem abaixo esquematiza o processo (1).

Image:PCR.svg

No passo 1 a cadeia dupla de ADN é separada aquecendo a solução. No passo 2 arrefece-se a solução e os primers agarram o ADN nas extremidades da região a amplificar. Os primers são pequenos trechos de ADN com cerca de 20 a 30 nucleótidos sintetizados com a sequência do ADN nos pontos onde queremos que encaixem. Em seguida a polimerase começa a alongar os pequenos primers catalisando a ligação de nucleótidos à cadeia em crescimento. Como cada tipo de nucleótido (A, T, G, C) apenas encaixa num tipo específico da cadeia complementar (A com T e G com C), a cadeia gerada é complementar à original.

Depois é repetir isto vinte ou trinta vezes. O aquecimento separa (desnatura) as cadeias, o arrefecimento faz encaixar (hibridar) os primers nas extremidades e a polimerase sintetiza uma cadeia complementar a partir de cada primer. Cada ciclo duplica a quantidade de ADN da região a amplificar e basta umas dezenas de ciclos para obter milhões de vezes a quantidade inicial. É isto que permite isolar trechos de ADN a partir de uma amostra biológica e obter quantidade suficiente para sequenciar um gene, identificar um indivíduo e assim por diante.

In ktreta
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Origem da Vida: O Primeiro Replicador

Desde há 50 anos que se procura o primeiro replicador para a origem da vida. A estrutura de Watson e Crick parecia ser a indicada, mas parece ter falhado.

Apareceram complicações na teoria do primeiro DNA. A replicação do DNA não pode ocorrer sem assistência de várias proteínas. Enquanto o DNA é constituído por nucleótido, as proteínas são formadas por aminoácidos. As proteínas são as faz-tudo. As enzimas aceleram os procesos químicos que sem a sua actuação seriam lentos de mais para a vida. As proteínas são constituídas seguindo instruções codificadas no DNA.

A informação codificada de proteínas no DNA não pode ser recuperada sem a assistência das proteínas. Logo, que molécula apareceu primeiro, as proteínas ou o DNA?

Uma possível solução é o RNA. Esta molécula é idêntica ao DNA mas exerça muitos papéis nas células.

Ribozimas, moléculas idênticas a enzimas e feitas de RNA, pareciam ser uma solução simples: a vida começou com o aparecimento da primeira molécula de RNA. “É possível contemplar um mundo de RNA contendo apenas moléculas de RNA que servem para catalisar a síntese de se mesmas. (…) O primeiro passo da evolução então prossegue com as moléculas de RNA realizando as actividades catalíticas necessárias para montarem a si mesmas a partir de uma sopa de nucleótidos” (Walter Gilbert, Nobel). O primeiro RNA auto-replicador que surgiu de matéria não-viva executava as diversas funções actualmente executadas pelo RNA, DNA e proteínas.

Muitas moléculas pequenas, os co-factores, exercem um papel nas reacções catalíticas de enzimas. Elas carregam um nucleótido de RNA sem função óbvia. Estas estruturam fram consideradas “fósseis moleculares” em que apenas o RNA, sem DNA ou proteínas, dominava o mundo bioquímico.

Estas pistas apoiam a conclusão de que o RNA precedeu o DNA e as proteínas, mas não fornecem informação sobre a origem da vida.

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As Primeiras Estrelas III - Renascimento Cósmico

Estrelas desprovidas de metais têm temperaturas de superfície mais altas do que aquelas com composições semelhantes à do Sol. Estas tinham temperaturas de superfície de 100 mil Kelvin (17 vezes mais atas que a do Sol). Deste modo, a primeira luz de estrelas deve ter sido a radiação ultravioleta, que teria começado a aquecer e ionizar o gás hidrogénio e hélio.

Equipas de investigação observaram uma forte absorção de luz ultravioleta no espectro dos quasares que datam cerca de 900 milhões de anos ABB. O WMAP mediu as propriedades fundamentais do Universo com alta precisão: idade (13,7 mil milhões de anos), proporções entre matéria escura e luminosa, e energia escura no Cosmos.

O WMAP indicou que a radiação ultravioleta das primeiras estrelas ionizou o hidrogénio e hélio atómicos, produzindo uma abundância de electrões livres encontrada nos início da história cósmica.

Estima-se que estrelas com massas entre 100 e 250 MSol sucumbam em explosões energéticas. Algumas das primeiras estrelas tinham massas nessa faixa. Como os metais são mais eficientes que o hidrogénio em arrefecer nuvens formadoras de estrelas, estas explosões teriam tido um efeito considerável na formação de estrelas.

Um grupo de investigação descobriu que quando a abundância de metais em nuvens formadoras de estrelas ultrapassa um milésimo a abundância no Sol, os metais arrefecem o gás até à temperatura da radiação cósmica de fundo (2,7 K). As estrelas de segunda geração devem ter sido as principais responsáveis pela iluminação do Universo e pelo renascimento cósmico.

No começo desse período a temperatura da radiação cósmica de fundo teria sido superior à das nuvens moleculares actuais (10K). Muitas estrelas como essas podem-se ter formado durante as etapas iniciais da construção das galáxias, através de fusões de protogaláxias.

Evidências Intrigantes

A alta abundância de metais no gás intergaláctico dos aglomerados de galáxias, que emite raios X quentes é intrigante. Porém, explicado se tivesse havido um período de rápida formação de estrelas maciças, com uma taxa alta de supernovas, enriquecendo quimicamente o gás intergaláctico. Esta hipótese é reforçada do evidências recentes.

A formação das primeiras estrelas e protoestrelas deu início a um processo de evolução cósmica. Evidências mostram um período de alguns milhões de anos ABB em que a formação de estrelas, construção de galáxias e actividade de quasares foram mais intensas.

O Telescópio Espacial James Webb e outros instrumentos poderão detectar algumas das estrelas muito maciças e brilhantes nos primórdios do Universo. Ficaremos à espera dos resultados.

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As Primeiras Estrelas II - Faça-se Luz!

As estrelas jovens ricas em metais não chamadas de “estrelas de população 1”, as estrelas mais velhas pobres em metais são as “estrelas de população 2”. As estrelas desprovidas de metais são as “estrelas de geração 3” ou “primeiríssima geração”.

As nuvens de gás primordial formavam-se nos nós de uma rede de filamentos de pequena escala e depois começavam a contrair-se devido à gravidade. A compressão aquecia o gás acima dos 1000 Kevin. Alguns átomos de hidrogénio combinavam-se em pares criando alguns traços de hidrogénio molecular. Estas molécuilas resfriavam as partes mais densas do gás emitindo radiação infravermelha depois de colidir com átomos de hidrogénio. A temperatura nas zonas mais densas caía para 200 a 300 Kelvin permitindo que se contraíssem até formar caroços gravitacionalmente ligados.

Esse arrefecimento teve um papel importante, permitiu que a matéria comum se separasse da matéria escura.

Os caroços mais densos contraíam-se e alguns colapsavam, formando estrelas.

Grão de poeira e moléculas com elementos pesados arrefecem as nuvens actuais com mais eficiência, até cerca de 10 Kelvin. A massa mínima para colapsar sob a acção da própria gravidade é a “massa de Jeans”.

Em nuvens moleculares na parte mais próxima de nós, na Via Láctea, a massa de Jeans é igual à do Sol. Os primeiros caroços formadores de estrelas teriam sido de 500 a 1000 MSol.

Em geral, uma estrela forma-se de “dentro para fora”, absorvendo gás dos caroços das vizinhanças e formando num núcleo central proto-estelar. À medida que a massa da estrela aumenta, ela produz radiação e fluxos de matéria que podem expulsar uma grande parte do gás do caroço em colapso. Estes efeitos dependem da presença de elementos pesados e eram importantes para as primeiras estrelas. Os cálculos mostram que uma estrela de população 3 cresce até 50 MSol nos primeiros 10 mil anos depois do núcleo inicial se formar. Poderá crescer até 100 ou 100 MSol, o que leva a concluir que as primeiras estrelas eram bastante mais maciças que o Sol.

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As Primeiras Estrelas I

As primeiras estrelas só surgiram por volta de 100 milhões de anos depois do Big Bang.

As primeiras estrelas eram bastante maciças e luminosas. Elas alteram a dinâmica do Cosmos aquecendo e ionizando os gases na vizinhança, além de produzir e dispersar os primeiros elementos pesados.

O colapso de algumas das primeiras estrelas pode ter sido a semente para o crescimento de buracos negros supermaciços.

Os astrónomos foram capazes de examinar uma grande parte da história do Universo. A idade de cada objecto pode ser determinada pelo desvio para o vermelho (redshift) da sua luz, As galáxias e quasares mais distantes datam de cerca de mil milhões de anos após o Big Bang.

Baseadas na radiação cósmica de fundo em microondas, emitida 400 mil anos após Big Bang, podem-se fazer inferências sobre o Universo primitivo. A uniformidade indica que naquela época a matéria distribuiu-se de forma muito suave. À medida que o Cosmos se expandia, a radiação de fundo desviava-se para o vermelho e o Universo ia ficando mais frio e escuro. Contudo, cerca de mil milhões de anos após Big Bang (ABB), algumas galáxias e quasares tinham aparecido. Mas quando? E como?

A radiação de fundo mostra evidências de flutuações de densidade de pequena escala – caroços que evoluíram até se transformar em estruturas gravitacionalmente ligadas.

As regiões mais densas teriam a forma de uma rede de filamentos, e os primeiros sistemas formadores de estrelas se aglutinariam nos nós dessa rede. As protogaláxias teriam-se fundido para formar galáxias e, posteriormente, aglomerados de galáxias.

As primeiras protogaláxias continham principalmente matéria escura. Actualmente a matéria escura é separada da matéria comum: esta concentrou-se na região interna da galáxia, enquanto que a matéria escura se manteve espalhada ao longo de um halo externo.

As protogaláxias não teriam quantidades significativas de quaisquer erlementos além de hidrogénio e hélio.
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De Marte...



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Entropia e Big Bang II

Se a evolução nunca aconteceu, e nós seres humanos chegámos aqui por via de um salto aberrante para uma menos entropia, a aberração teria sido bem menos extrema se não houvesse um registo fóssil consistente e ordenado. Se o big bang nunca aconteceu, e os mais de bilião de galáxias que vemos agora surgiram como um salto aberrante para uma menor entropia, a aberração teria sido menos extrema se houvesse 50 mil milhões, ou 5 mil, ou um só punhado de galáxias.

Uma galinha absorve mais ou menos tanta energia de comida como a que dá de volta ao ambiente. Sem este balanço a galinha ficava cada vez maior.

A energia que uma galinha dá é altamente desordenada enquanto que a energia que a galinha recebe tem baixa entropia.

Onde se origina a baixa entropia de um ovo um passo para trás? Porque é que a fonte de energia da galinha, a comida, tem tão baixa entropia? Como se explica esta fonte de ordem aberrante? Se a comida é de origem animal, somo levados para a questão: como têm os animais tão baixa entropia? Um passo para trás: de onde veio o sol altamente ordenado (baixa entropia)? Um passo para trás: de onde veio a nuvem de gás difuso? De restos de estrelas mais velhas que chegaram ao final das suas vidas. De onde veio o gás difuso responsável por estas estrelas primárias? O gás foi formado imediatamente após o big bang. O universo estava cheio de um gás praticamente uniforme composto por aproximadamente 75 por cento de hidrogénio, 23 por cento de hélio e pequenas quantidades de deutério e lítio. Este gás tinha uma entropia incrivelmente baixa. O big bang deu início ao universo num estado de entropia baixa, e esse estado parece ser a fonte da ordem que actualmente vemos.

Poucos minutos após o big bang o gás se espalhou. Poderíamos pensar que, tal como a lata de refrigerante, o gás primordial estava num estado de alta entropia, desordenado, o que não é verdade. A gravidade precisa ser tomada em conta. No caso do refrigerante a gravidade praticamente não desempenha nenhum papel, a quantidade de gás é mínima. No caso do big bang não era, de certo, pouco gás.

Para uma nuvem de gás inicialmente difusa, a redução da entropia obtida através da formação de agrupamentos ordenados é mais que compensada pelo calor gerado à medida que o gás se comprime. A elevada tendência para a desordem não significa que não se possam formar estruturas ordenadas (estrelas e planetas), ou formas de vida ordenada (plantas e animais). A segunda lei da termodinâmica, na formação de ordem, há geralmente uma geração mais que compensadora de desordem.

Quanto mais comprimidos forem os agrupamentos de gás, tanto maior será a entropia total. Um exemplo disso são os buracos negros.

O universo recém-nascido estava cheio de uma mistura quente de hidrogénio e hélio. O gás estava disperso e a gravidade não governava, logo sem ter em conta a gravidade, um tal gás uniforme tem uma entropia extremamente baixa. Desde essa altura, a gravidade tem tomado o controle e a entropia global do universo tem vindo a tornar-se gradualmente maior. A gravidade fez com que o gás primordial se agrupasse esses agrupamentos formaram galáxias, estrelas e alguns agrupamentos mais leves formaram planetas. Pelo menos um desses planetas tinha uma estrela próxima, que proporcionou uma fonte de energia com entropia baixa, que permitiu que evoluíssem formas de vida de baixa entropia, e entre tais formas de vida houve uma galinha, que pôs um ovo e, para grande desgosto nosso, o ovo prosseguiu na sua trajectória em direcção a um estado de maior entropia e rolou da bancada, partindo-se no chão. O ovo parte-se em vez de se recompor porque está a dar prosseguimento à evolução no sentido de uma maior entropia.

As condições do nascimento do universo são críticas para dar um sentido à seta do tempo. O futuro é realmente o sentido de aumento da entropia. A seta do tempo – o facto de as coisas começarem desta forma e terminarem daquela, mas nunca começarem daquela e terminarem desta – começou o seu voo no estado altamente ordenado, de baixa entropia, do nascimento do universo.
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Entropia e Big Bang I

As leis da física que têm sido concebidas desde os tempos de Newton, passando por Maxwell, Einstein e vindo até aos nossos dias, mostram uma completa simetria entre passado e futuro. As leis da física declaram que o café não só se mistura com o leite como também se pode separar dele; o ovo não só se parte como também se pode reunir de novo num ovo intacto; um cubo de gelo num copo de água à temperatura ambiente pode voltar a formar-se. Estes fenómenos são conhecidos como “simetria de inversão do tempo”, se uma sequência de eventos se pode desenrolar numa dada ordem temporal, também se pode desenrolar ao contrário. Mas por que razão não vemos tais coisas? Porque não vemos ovos partidos e voltarem a unir-se? Porque não vemos o gás de uma lata a voltar para dentro desta?

Fazer com que todos os detritos caóticos do ovo repetissem os seus percursos seria imensamente mais difícil. Precisaríamos de agarrar todos os pedaços do ovo dispersos e de lançar cada um deles em simultâneo com as mesmas velocidades, mas em sentidos opostos.

Numa garrafa de refrigerante, quando um gás, CO2 que estava inicialmente confinado à garrafa, se dispersa uniformemente numa sala, há muitos rearranjos possíveis das moléculas individuais que não terão nenhum efeito assinalável. A configuração de um gás disperso não é afectada por um número enorme de rearranjos dos seus constituintes moleculares, e por isso está num estado de entropia elevada ( ou pouca ordem). A configuração inicial de baixa entropia (ou ordem elevada), com todo o gás aconchegado numa região pequena, evolui naturalmente para a configuração de alta entropia, com o gás uniformemente disperso no espaço maior.

O raciocínio estatístico e probabilístico deu-nos a segunda lei da termodinâmica. Por sua vez, a segunda lei deu-nos uma diferença intuitiva daquilo a que chamamos passado e aquilo a que chamamos futuro. Deu-nos uma explicação prática do porquê de certas coisas na vida do dia-a-dia começarem desta maneira e terminarem daquela, embora nunca as vejamos a começarem daquela maneira e terminarem desta.

Já que as leis da física de Newton não têm uma orientação temporal incluída, todo o raciocínio que usámos funciona igualmente bem no sentido do passado. Assim, não só existe uma probabilidade grande de que a entropia de um sistema seja maior naquilo a que chamamos o futuro, como existe a mesma probabilidade de que tenha sido maior naquilo a que chamamos passado.

Se um sistema físico não possuir a máxima entropia possível, é provável que esse sistema físico venha a ter subsequentemente uma entropia maior e que tenha tido previamente maior entropia. A seta do tempo entrópica aponta para os dois lados. Este raciocínio produz conclusões precisas e sensatas quando aplicado num sentido temporal, mas dá origem a conclusões aparentemente grosseiras e ridículas quando aplicado no sentido daquilo a que chamamos o passado.

De facto, a história da ciência moderna está repleta de exemplos em que a matemática fez previsões que pareciam contrariar tanto a intuição como a vida do dia-a-dia, mas que as experiências e observações foram capazes de confirmar. Os físicos aperceberam-se de que a matemática, quando usada com cuidado suficiente, é um trilho para a verdade que podemos seguir com confiança.

Quando olhamos à nossa volta, aquilo que vemos reflecte uma grande quantidade de organização biológica, estrutura química e ordem física. Embora o universo pudesse ser uma confusão completamente desorganizada, não o é. Porquê? De onde veio a ordem? É extremamente improvável que o universo que vemos tenha evoluído de um estado ainda mais ordenado. É de longe mais provável que todo o universo que vemos agora tenha surgido como uma flutuação estatística rara de uma configuração normal de alta entropia, completamente desordenada.

Se o universo esperar tempo suficiente, o seu estado usual, de alta entropia, altamente provável e totalmente desordenado acabará, mais cedo ou mais tarde, atravéz das suas próprias colisões, agitações e fluxos aleatórios de partículas e de radiação, por coalescer na configuração que vemos neste preciso momento. Os nossos corpos emergiram do caos. Tudo aquilo que sabemos equivaleria a nada mais que uma flutuação estatística rara.
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28/01/2008

PCR

A Polymerase Chain Reaction (PCR) é a técnica mais usada para copiar um trecho de ADN. A imagem abaixo esquematiza o processo (1).

Image:PCR.svg

No passo 1 a cadeia dupla de ADN é separada aquecendo a solução. No passo 2 arrefece-se a solução e os primers agarram o ADN nas extremidades da região a amplificar. Os primers são pequenos trechos de ADN com cerca de 20 a 30 nucleótidos sintetizados com a sequência do ADN nos pontos onde queremos que encaixem. Em seguida a polimerase começa a alongar os pequenos primers catalisando a ligação de nucleótidos à cadeia em crescimento. Como cada tipo de nucleótido (A, T, G, C) apenas encaixa num tipo específico da cadeia complementar (A com T e G com C), a cadeia gerada é complementar à original.

Depois é repetir isto vinte ou trinta vezes. O aquecimento separa (desnatura) as cadeias, o arrefecimento faz encaixar (hibridar) os primers nas extremidades e a polimerase sintetiza uma cadeia complementar a partir de cada primer. Cada ciclo duplica a quantidade de ADN da região a amplificar e basta umas dezenas de ciclos para obter milhões de vezes a quantidade inicial. É isto que permite isolar trechos de ADN a partir de uma amostra biológica e obter quantidade suficiente para sequenciar um gene, identificar um indivíduo e assim por diante.

In ktreta

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27/01/2008

Origem da Vida: O Primeiro Replicador

Desde há 50 anos que se procura o primeiro replicador para a origem da vida. A estrutura de Watson e Crick parecia ser a indicada, mas parece ter falhado.

Apareceram complicações na teoria do primeiro DNA. A replicação do DNA não pode ocorrer sem assistência de várias proteínas. Enquanto o DNA é constituído por nucleótido, as proteínas são formadas por aminoácidos. As proteínas são as faz-tudo. As enzimas aceleram os procesos químicos que sem a sua actuação seriam lentos de mais para a vida. As proteínas são constituídas seguindo instruções codificadas no DNA.

A informação codificada de proteínas no DNA não pode ser recuperada sem a assistência das proteínas. Logo, que molécula apareceu primeiro, as proteínas ou o DNA?

Uma possível solução é o RNA. Esta molécula é idêntica ao DNA mas exerça muitos papéis nas células.

Ribozimas, moléculas idênticas a enzimas e feitas de RNA, pareciam ser uma solução simples: a vida começou com o aparecimento da primeira molécula de RNA. “É possível contemplar um mundo de RNA contendo apenas moléculas de RNA que servem para catalisar a síntese de se mesmas. (…) O primeiro passo da evolução então prossegue com as moléculas de RNA realizando as actividades catalíticas necessárias para montarem a si mesmas a partir de uma sopa de nucleótidos” (Walter Gilbert, Nobel). O primeiro RNA auto-replicador que surgiu de matéria não-viva executava as diversas funções actualmente executadas pelo RNA, DNA e proteínas.

Muitas moléculas pequenas, os co-factores, exercem um papel nas reacções catalíticas de enzimas. Elas carregam um nucleótido de RNA sem função óbvia. Estas estruturam fram consideradas “fósseis moleculares” em que apenas o RNA, sem DNA ou proteínas, dominava o mundo bioquímico.

Estas pistas apoiam a conclusão de que o RNA precedeu o DNA e as proteínas, mas não fornecem informação sobre a origem da vida.

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As Primeiras Estrelas III - Renascimento Cósmico

Estrelas desprovidas de metais têm temperaturas de superfície mais altas do que aquelas com composições semelhantes à do Sol. Estas tinham temperaturas de superfície de 100 mil Kelvin (17 vezes mais atas que a do Sol). Deste modo, a primeira luz de estrelas deve ter sido a radiação ultravioleta, que teria começado a aquecer e ionizar o gás hidrogénio e hélio.

Equipas de investigação observaram uma forte absorção de luz ultravioleta no espectro dos quasares que datam cerca de 900 milhões de anos ABB. O WMAP mediu as propriedades fundamentais do Universo com alta precisão: idade (13,7 mil milhões de anos), proporções entre matéria escura e luminosa, e energia escura no Cosmos.

O WMAP indicou que a radiação ultravioleta das primeiras estrelas ionizou o hidrogénio e hélio atómicos, produzindo uma abundância de electrões livres encontrada nos início da história cósmica.

Estima-se que estrelas com massas entre 100 e 250 MSol sucumbam em explosões energéticas. Algumas das primeiras estrelas tinham massas nessa faixa. Como os metais são mais eficientes que o hidrogénio em arrefecer nuvens formadoras de estrelas, estas explosões teriam tido um efeito considerável na formação de estrelas.

Um grupo de investigação descobriu que quando a abundância de metais em nuvens formadoras de estrelas ultrapassa um milésimo a abundância no Sol, os metais arrefecem o gás até à temperatura da radiação cósmica de fundo (2,7 K). As estrelas de segunda geração devem ter sido as principais responsáveis pela iluminação do Universo e pelo renascimento cósmico.

No começo desse período a temperatura da radiação cósmica de fundo teria sido superior à das nuvens moleculares actuais (10K). Muitas estrelas como essas podem-se ter formado durante as etapas iniciais da construção das galáxias, através de fusões de protogaláxias.

Evidências Intrigantes

A alta abundância de metais no gás intergaláctico dos aglomerados de galáxias, que emite raios X quentes é intrigante. Porém, explicado se tivesse havido um período de rápida formação de estrelas maciças, com uma taxa alta de supernovas, enriquecendo quimicamente o gás intergaláctico. Esta hipótese é reforçada do evidências recentes.

A formação das primeiras estrelas e protoestrelas deu início a um processo de evolução cósmica. Evidências mostram um período de alguns milhões de anos ABB em que a formação de estrelas, construção de galáxias e actividade de quasares foram mais intensas.

O Telescópio Espacial James Webb e outros instrumentos poderão detectar algumas das estrelas muito maciças e brilhantes nos primórdios do Universo. Ficaremos à espera dos resultados.

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As Primeiras Estrelas II - Faça-se Luz!

As estrelas jovens ricas em metais não chamadas de “estrelas de população 1”, as estrelas mais velhas pobres em metais são as “estrelas de população 2”. As estrelas desprovidas de metais são as “estrelas de geração 3” ou “primeiríssima geração”.

As nuvens de gás primordial formavam-se nos nós de uma rede de filamentos de pequena escala e depois começavam a contrair-se devido à gravidade. A compressão aquecia o gás acima dos 1000 Kevin. Alguns átomos de hidrogénio combinavam-se em pares criando alguns traços de hidrogénio molecular. Estas molécuilas resfriavam as partes mais densas do gás emitindo radiação infravermelha depois de colidir com átomos de hidrogénio. A temperatura nas zonas mais densas caía para 200 a 300 Kelvin permitindo que se contraíssem até formar caroços gravitacionalmente ligados.

Esse arrefecimento teve um papel importante, permitiu que a matéria comum se separasse da matéria escura.

Os caroços mais densos contraíam-se e alguns colapsavam, formando estrelas.

Grão de poeira e moléculas com elementos pesados arrefecem as nuvens actuais com mais eficiência, até cerca de 10 Kelvin. A massa mínima para colapsar sob a acção da própria gravidade é a “massa de Jeans”.

Em nuvens moleculares na parte mais próxima de nós, na Via Láctea, a massa de Jeans é igual à do Sol. Os primeiros caroços formadores de estrelas teriam sido de 500 a 1000 MSol.

Em geral, uma estrela forma-se de “dentro para fora”, absorvendo gás dos caroços das vizinhanças e formando num núcleo central proto-estelar. À medida que a massa da estrela aumenta, ela produz radiação e fluxos de matéria que podem expulsar uma grande parte do gás do caroço em colapso. Estes efeitos dependem da presença de elementos pesados e eram importantes para as primeiras estrelas. Os cálculos mostram que uma estrela de população 3 cresce até 50 MSol nos primeiros 10 mil anos depois do núcleo inicial se formar. Poderá crescer até 100 ou 100 MSol, o que leva a concluir que as primeiras estrelas eram bastante mais maciças que o Sol.

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As Primeiras Estrelas I

As primeiras estrelas só surgiram por volta de 100 milhões de anos depois do Big Bang.

As primeiras estrelas eram bastante maciças e luminosas. Elas alteram a dinâmica do Cosmos aquecendo e ionizando os gases na vizinhança, além de produzir e dispersar os primeiros elementos pesados.

O colapso de algumas das primeiras estrelas pode ter sido a semente para o crescimento de buracos negros supermaciços.

Os astrónomos foram capazes de examinar uma grande parte da história do Universo. A idade de cada objecto pode ser determinada pelo desvio para o vermelho (redshift) da sua luz, As galáxias e quasares mais distantes datam de cerca de mil milhões de anos após o Big Bang.

Baseadas na radiação cósmica de fundo em microondas, emitida 400 mil anos após Big Bang, podem-se fazer inferências sobre o Universo primitivo. A uniformidade indica que naquela época a matéria distribuiu-se de forma muito suave. À medida que o Cosmos se expandia, a radiação de fundo desviava-se para o vermelho e o Universo ia ficando mais frio e escuro. Contudo, cerca de mil milhões de anos após Big Bang (ABB), algumas galáxias e quasares tinham aparecido. Mas quando? E como?

A radiação de fundo mostra evidências de flutuações de densidade de pequena escala – caroços que evoluíram até se transformar em estruturas gravitacionalmente ligadas.

As regiões mais densas teriam a forma de uma rede de filamentos, e os primeiros sistemas formadores de estrelas se aglutinariam nos nós dessa rede. As protogaláxias teriam-se fundido para formar galáxias e, posteriormente, aglomerados de galáxias.

As primeiras protogaláxias continham principalmente matéria escura. Actualmente a matéria escura é separada da matéria comum: esta concentrou-se na região interna da galáxia, enquanto que a matéria escura se manteve espalhada ao longo de um halo externo.

As protogaláxias não teriam quantidades significativas de quaisquer erlementos além de hidrogénio e hélio.

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10/01/2008

De Marte...



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03/01/2008

Entropia e Big Bang II

Se a evolução nunca aconteceu, e nós seres humanos chegámos aqui por via de um salto aberrante para uma menos entropia, a aberração teria sido bem menos extrema se não houvesse um registo fóssil consistente e ordenado. Se o big bang nunca aconteceu, e os mais de bilião de galáxias que vemos agora surgiram como um salto aberrante para uma menor entropia, a aberração teria sido menos extrema se houvesse 50 mil milhões, ou 5 mil, ou um só punhado de galáxias.

Uma galinha absorve mais ou menos tanta energia de comida como a que dá de volta ao ambiente. Sem este balanço a galinha ficava cada vez maior.

A energia que uma galinha dá é altamente desordenada enquanto que a energia que a galinha recebe tem baixa entropia.

Onde se origina a baixa entropia de um ovo um passo para trás? Porque é que a fonte de energia da galinha, a comida, tem tão baixa entropia? Como se explica esta fonte de ordem aberrante? Se a comida é de origem animal, somo levados para a questão: como têm os animais tão baixa entropia? Um passo para trás: de onde veio o sol altamente ordenado (baixa entropia)? Um passo para trás: de onde veio a nuvem de gás difuso? De restos de estrelas mais velhas que chegaram ao final das suas vidas. De onde veio o gás difuso responsável por estas estrelas primárias? O gás foi formado imediatamente após o big bang. O universo estava cheio de um gás praticamente uniforme composto por aproximadamente 75 por cento de hidrogénio, 23 por cento de hélio e pequenas quantidades de deutério e lítio. Este gás tinha uma entropia incrivelmente baixa. O big bang deu início ao universo num estado de entropia baixa, e esse estado parece ser a fonte da ordem que actualmente vemos.

Poucos minutos após o big bang o gás se espalhou. Poderíamos pensar que, tal como a lata de refrigerante, o gás primordial estava num estado de alta entropia, desordenado, o que não é verdade. A gravidade precisa ser tomada em conta. No caso do refrigerante a gravidade praticamente não desempenha nenhum papel, a quantidade de gás é mínima. No caso do big bang não era, de certo, pouco gás.

Para uma nuvem de gás inicialmente difusa, a redução da entropia obtida através da formação de agrupamentos ordenados é mais que compensada pelo calor gerado à medida que o gás se comprime. A elevada tendência para a desordem não significa que não se possam formar estruturas ordenadas (estrelas e planetas), ou formas de vida ordenada (plantas e animais). A segunda lei da termodinâmica, na formação de ordem, há geralmente uma geração mais que compensadora de desordem.

Quanto mais comprimidos forem os agrupamentos de gás, tanto maior será a entropia total. Um exemplo disso são os buracos negros.

O universo recém-nascido estava cheio de uma mistura quente de hidrogénio e hélio. O gás estava disperso e a gravidade não governava, logo sem ter em conta a gravidade, um tal gás uniforme tem uma entropia extremamente baixa. Desde essa altura, a gravidade tem tomado o controle e a entropia global do universo tem vindo a tornar-se gradualmente maior. A gravidade fez com que o gás primordial se agrupasse esses agrupamentos formaram galáxias, estrelas e alguns agrupamentos mais leves formaram planetas. Pelo menos um desses planetas tinha uma estrela próxima, que proporcionou uma fonte de energia com entropia baixa, que permitiu que evoluíssem formas de vida de baixa entropia, e entre tais formas de vida houve uma galinha, que pôs um ovo e, para grande desgosto nosso, o ovo prosseguiu na sua trajectória em direcção a um estado de maior entropia e rolou da bancada, partindo-se no chão. O ovo parte-se em vez de se recompor porque está a dar prosseguimento à evolução no sentido de uma maior entropia.

As condições do nascimento do universo são críticas para dar um sentido à seta do tempo. O futuro é realmente o sentido de aumento da entropia. A seta do tempo – o facto de as coisas começarem desta forma e terminarem daquela, mas nunca começarem daquela e terminarem desta – começou o seu voo no estado altamente ordenado, de baixa entropia, do nascimento do universo.

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Entropia e Big Bang I

As leis da física que têm sido concebidas desde os tempos de Newton, passando por Maxwell, Einstein e vindo até aos nossos dias, mostram uma completa simetria entre passado e futuro. As leis da física declaram que o café não só se mistura com o leite como também se pode separar dele; o ovo não só se parte como também se pode reunir de novo num ovo intacto; um cubo de gelo num copo de água à temperatura ambiente pode voltar a formar-se. Estes fenómenos são conhecidos como “simetria de inversão do tempo”, se uma sequência de eventos se pode desenrolar numa dada ordem temporal, também se pode desenrolar ao contrário. Mas por que razão não vemos tais coisas? Porque não vemos ovos partidos e voltarem a unir-se? Porque não vemos o gás de uma lata a voltar para dentro desta?

Fazer com que todos os detritos caóticos do ovo repetissem os seus percursos seria imensamente mais difícil. Precisaríamos de agarrar todos os pedaços do ovo dispersos e de lançar cada um deles em simultâneo com as mesmas velocidades, mas em sentidos opostos.

Numa garrafa de refrigerante, quando um gás, CO2 que estava inicialmente confinado à garrafa, se dispersa uniformemente numa sala, há muitos rearranjos possíveis das moléculas individuais que não terão nenhum efeito assinalável. A configuração de um gás disperso não é afectada por um número enorme de rearranjos dos seus constituintes moleculares, e por isso está num estado de entropia elevada ( ou pouca ordem). A configuração inicial de baixa entropia (ou ordem elevada), com todo o gás aconchegado numa região pequena, evolui naturalmente para a configuração de alta entropia, com o gás uniformemente disperso no espaço maior.

O raciocínio estatístico e probabilístico deu-nos a segunda lei da termodinâmica. Por sua vez, a segunda lei deu-nos uma diferença intuitiva daquilo a que chamamos passado e aquilo a que chamamos futuro. Deu-nos uma explicação prática do porquê de certas coisas na vida do dia-a-dia começarem desta maneira e terminarem daquela, embora nunca as vejamos a começarem daquela maneira e terminarem desta.

Já que as leis da física de Newton não têm uma orientação temporal incluída, todo o raciocínio que usámos funciona igualmente bem no sentido do passado. Assim, não só existe uma probabilidade grande de que a entropia de um sistema seja maior naquilo a que chamamos o futuro, como existe a mesma probabilidade de que tenha sido maior naquilo a que chamamos passado.

Se um sistema físico não possuir a máxima entropia possível, é provável que esse sistema físico venha a ter subsequentemente uma entropia maior e que tenha tido previamente maior entropia. A seta do tempo entrópica aponta para os dois lados. Este raciocínio produz conclusões precisas e sensatas quando aplicado num sentido temporal, mas dá origem a conclusões aparentemente grosseiras e ridículas quando aplicado no sentido daquilo a que chamamos o passado.

De facto, a história da ciência moderna está repleta de exemplos em que a matemática fez previsões que pareciam contrariar tanto a intuição como a vida do dia-a-dia, mas que as experiências e observações foram capazes de confirmar. Os físicos aperceberam-se de que a matemática, quando usada com cuidado suficiente, é um trilho para a verdade que podemos seguir com confiança.

Quando olhamos à nossa volta, aquilo que vemos reflecte uma grande quantidade de organização biológica, estrutura química e ordem física. Embora o universo pudesse ser uma confusão completamente desorganizada, não o é. Porquê? De onde veio a ordem? É extremamente improvável que o universo que vemos tenha evoluído de um estado ainda mais ordenado. É de longe mais provável que todo o universo que vemos agora tenha surgido como uma flutuação estatística rara de uma configuração normal de alta entropia, completamente desordenada.

Se o universo esperar tempo suficiente, o seu estado usual, de alta entropia, altamente provável e totalmente desordenado acabará, mais cedo ou mais tarde, atravéz das suas próprias colisões, agitações e fluxos aleatórios de partículas e de radiação, por coalescer na configuração que vemos neste preciso momento. Os nossos corpos emergiram do caos. Tudo aquilo que sabemos equivaleria a nada mais que uma flutuação estatística rara.

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