Divulgação Científica

Previsão meteorológica cósmica: nuvens escuras darão lugar a sóis

2014-09-17T17:35:00.001-03:00

Inovação Tecnológica

Com informações do ESO - 15/09/2014

Nuvem escura Lupus 4 tapa as estrelas de fundo.[Imagem: ESO]

Associação OB

Lupus 4, uma região escura de gás e poeira, em forma de aranha, esconde as estrelas de fundo tal como uma nuvem escura na atmosfera terrestre em uma noite sem luar esconde as estrelas.

Embora sejam atualmente escuras, são nestas densas bolsas de material no interior de nuvens como Lupus 4 que se formam novas estrelas, as quais irão brilhar intensamente ao longo da sua vida.

Lupus 4 situa-se a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra, entre as constelações do Lobo e da Régua. A nuvem é uma entre as várias nuvens escuras afiliadas existentes em um aglomerado estelar pouco coeso chamado associação OB do Escorpião-Centauro.

Uma associação OB é um grupo de estrelas bastante disperso e relativamente jovem, que tiveram muito provavelmente uma origem comum numa enorme nuvem de material. O "OB" refere-se a estrelas quentes, brilhantes e que vivem pouco tempo, do tipo espectral O e B, que ainda brilham intensamente no interior do aglomerado muito disperso, à medida que este se desloca pela Via Láctea.

O fato desta associação e das suas nuvens Lupus serem o grupo deste gênero mais próximo do Sol, faz com que este objeto seja um alvo principal para estudar como as estrelas crescem em conjunto antes de se separarem mais tarde.

Acredita-se que o Sol, assim como a maior parte das estrelas da nossa Galáxia, começou a sua vida num ambiente semelhante a este.

Fornalhas de fusão

Lupus 3, vizinha de Lupus 4, é a nuvem escura mais estudada graças à presença de, pelo menos, 40 estrelas que se formaram nos últimos três milhões de anos e que estão prestes a dar início às suas fornalhas de fusão.

A principal fonte de energia destas estrelas adolescentes, conhecidas por T Tauri, é o calor gerado pela sua contração gravitacional, o que contrasta com a fusão do hidrogênio e de outros elementos que alimenta estrelas mais maduras, tais como o Sol.

Observações da escuridão fria da Lupus 4 revelaram apenas algumas estrelas T Tauri. No entanto, encontrou-se um núcleo denso de matéria sem estrelas, o que é promissor em termos de formação estelar futura na nuvem.

Daqui a alguns milhões de anos, este núcleo deverá transformar-se em estrelas T Tauri. Em termos de comparação, a Lupus 3 parece ser mais velha que a Lupus 4, uma vez que o seu material teve mais tempo para se transformar em estrelas.

Ignição estelar

Quantas estrelas é que começarão eventualmente a brilhar no interior da Lupus 4?

Esta é uma questão difícil de responder, já que as estimativas de massa para esta nuvem variam. Dois estudos apontam para um número da ordem das 250 massas solares, enquanto outro, que usa um método diferente, chega a um resultado de cerca de 1.600 massas solares.

Em qualquer dos casos, a nuvem contém uma quantidade imensa de material que dará origem a muitas estrelas brilhantes.

Um pouco como as nuvens terrestres dão lugar ao Sol também esta nuvem escura cósmica irá eventualmente dissipar-se e dar lugar à resplandecente luz das estrelas.

Maior imagem já feita do Universo agora é 3D

2014-07-23T15:47:00.001-03:00

Redação do Site Inovação Tecnológica

Ilustração do conceito usado pelos astrônomos, chamado oscilações acústicas bariônicas, que estariam impressas no Universo primordial e que ainda podem ser detectadas hoje. [Imagem: Chris Blake /Sam Moorfield/SDSIII]

Distância e tempo

Astrônomos construíram o maior mapa 3D do Universo, incluindo galáxias e buracos negros distantes.

Como os astrônomos equivalem a distância dos objetos celestes em relação à Terra - medida em anos-luz - à sua idade desde o Big Bang - medida em anos -, o mapa representaria então a história dos últimos 7 bilhões de anos do Universo, segundo o entendimento atual da cosmologia.

Em Janeiro do ano passado, a equipe do projeto SDSS (Sloan Digital Sky Survey) havia liberado a maior imagem já feita do Universo.

Agora eles divulgaram a nona versão do seu trabalho (Data Release 9), já com a primeira etapa da expansão do mapa para sua planejada forma 3D final.

O mapa 3D do Universo contém 1,5 milhão de galáxias massivas e 160.000 quasares - ou buracos negros.

O mapeamento mais geral já inclui 200 milhões de galáxias e o espectro de 1,35 milhão de galáxias - o espectro mostra toda a luz que a galáxia emite em diversos comprimentos de onda.

Mistério escuro

Rastreando a história rumo ao passado, os astrônomos esperam obter melhores estimativas do percentual da matéria escura e energia escura que compõem o Universo.

Matéria escura é uma matéria que não conseguimos detectar, mas cujos efeitos gravitacionais podem ser medidos. E energia escura é uma força hipotética que acelera a expansão do Universo.

"A matéria escura e a energia escura são dois dos maiores mistérios do nosso tempo," disse David Schlegel, membro da equipe SDSS. "Nós esperamos que nosso novo mapa do Universo possa ajudar alguém a resolver o mistério."

Hoje estima-se que ambas formem 96% de tudo o que existe no Universo. A nossa matéria tradicional - das estrelas, planetas, pessoas e etc. - compõem os 4% restantes, mas os astrônomos só conseguiram mapear até agora cerca de metade dessa chamada matéria bariônica.

"É importante destacar que estamos participando ativamente de um projeto que será fundamental para toda a astronomia que virá depois dele," disse Luiz Nicolaci da Costa, coordenador da participação brasileira no projeto.

Descoberto exoplaneta na zona habitável do tamanho da Terra

2014-04-23T13:36:00.001-03:00

Redação do Site Inovação Tecnológica

A anã vermelha Kepler-186 é muito menor e mais fria do que o Sol - mas a "exoterra" está bem mais próxima dela do que a Terra do Sol.[Imagem: NASA Ames/SETI Institute/JPL-Caltech]

Outras Terras

Aconteceu o que todos sabiam ser uma questão de tempo: acaba de ser encontrado um exoplaneta muito parecido com a Terra, tanto em termos de dimensões, quanto na proximidade "certa" da sua estrela.

Este é um marco no caminho para a descoberta de planetas habitáveis orbitando outras estrelas.

Nos últimos anos tem havido um progresso contínuo na busca por exoplanetas que orbitam estrelas semelhantes ao Sol, incluindo alguns exoplanetas situados na zona habitável.

Nenhum deles, porém, tinha o tamanho da Terra - os que estavam na zona habitável não tinham o tamanho da Terra, e os parecidos com a Terra não estavam na zona habitável.

Agora, depois de anos estudando dados do telescópio espacial Kepler, Elisa Quintana e seus colegas detectaram cinco planetas orbitando uma estrela conhecida como Kepler-186, situada a 500 anos-luz da Terra.

E o planeta mais distante da estrela, chamado Kepler-186F, parece estar precisamente na zona habitável da Kepler-186, é rochoso e tem praticamente o mesmo tamanho da Terra - ele é apenas 10% maior do que o nosso planeta.

Segundo os pesquisadores, essa "outra Terra" recebe a quantidade certa de radiação solar - nem demais e nem de menos - que, e aqui é bom prestar atenção no "se", se o Kepler-186F tiver água em sua superfície, essa água pode teoricamente estar no estado líquido.

Ilustração artística de uma "exoterra": se o Kepler-186F tiver água em sua superfície, essa água pode teoricamente estar no estado líquido. [Imagem: NASA Ames/SETI Institute/JPL-Caltech]

Geração espontânea

Como a água líquida é fundamental para a vida na Terra, muitos astrônomos acreditam que a busca por vida extraterrestre deve se concentrar em planetas onde haja possibilidade de ocorrer água em estado líquido.

O Sol, por exemplo, é distante da Terra o suficiente para não vaporizar os oceanos, mas perto o bastante para manter a água em estado líquido, o que é exigido pela maior parte da vida como a conhecemos.

A Kepler-186 é uma estrela classe M - também conhecida como anã vermelha - muito menor e mais fria do que o Sol. Contudo, o exoplaneta Kepler-186F está muito mais próximo da estrela do que a Terra do Sol, com seu ano durando 130 dias.

Muito comuns na Via Láctea, essas estrelas têm algumas características que as tornam alvos promissores para se procurar vida extraterrestre.

Por exemplo, estrelas pequenas vivem muito mais tempo do que as estrelas maiores, o que significa que há um período muito mais longo de tempo para que ocorram as reações químicas que se acredita darem origem à vida e, eventualmente, a evolução biológica - a teoria científica atual, conhecida como abiogênese, defende que a vida surge por geração espontânea, a partir de reações entre compostos inertes.

Por outro lado, as estrelas pequenas tendem a ser mais ativas do que as estrelas do tamanho do nosso Sol, o que significa que elas apresentam mais erupções solares, potencialmente disparando mais radiação em direção aos seus planetas.

Bibliografia:
An Earth-Sized Planet in the Habitable Zone of a Cool Star
Elisa V. Quintana, Thomas Barclay, Sean N. Raymond, Jason F. Rowe, Emeline Bolmont, Douglas A. Caldwell, Steve B. Howell, Stephen R. Kane, Daniel Huber, Justin R. Crepp, Jack J. Lissauer, David R. Ciardi, Jeffrey L. Coughlin, Mark E. Everett, Christopher E. Henze, Elliott Horch, Howard Isaacson, Eric B. Ford, Fred C. Adams, Martin Still, Roger C. Hunter, Billy Quarles, Franck Selsis
Science
Vol.: 344, 277-280
DOI: 10.1126/science.1249403

Tipos de Buracos Negros

2014-03-24T10:25:00.001-03:00

fonte: http://www.if.ufrgs.br/~thaisa/bn/06_tipos.htm

Podemos classificar os buracos negros de acordo com a sua massa:

Buracos Negros Estelares:

São originados a partir de estrelas de alta massa (maior do que cerca de 10 vezes a massa do Sol), que, após passarem pelo estágio evolutivo da sequência principal e esgotarem seu combustível para fusão nuclear, passam pelo estágio de gigantes e supergigantes e depois explodem como supernovas

Concepção artística do sistema binário Cygnus X-1 na constelação de Cisne, constituído de um BN estelar e uma estrela supergigante azul.

A explosão em supernovas ocorre após alguns milhares de anos, e, caso o "caroço" restante após a estrela ter ejetado as suas camadas externas tiver uma massa maior do que 3 massas solares (valor estimado como limite para estrelas de nêutrons colapsarem, ainda não comprovado), ele se tornará um Buraco Negro (BN) estelar.

Na Via Láctea, os BNs estelares são encontrados mais facilmente quando ocorrem em sistemas binários, ou seja, quando o BN tem uma estrela companheira. Embora não se observe radiação do BN, observa-se a radiação da estrela companheira, e verifica-se, pelo efeito Doppler da luz, que ela se movimenta em torno de uma outra estrela invisível. Se a massa calculada para esta outra estrela for maior do que 3 massas solares, conclui-se que ali se encontra um BN. Muitas vezes, as camadas mais externas da estrela companheira são capturadas pelo BN, formando um disco de acreção, como ilustrado na figura ao acima.

Buracos Negros Supermassivos

Encontrados no centro de galáxias, têm massas que variam de milhões a bilhões de massas solares.

Imagem composta da galáxia ativa Centaurus A, formada por imagens: em raios-X, no óptico e em rádio.

Os BNs supermassivos podem ter sido originados do colapso gravitacional de imensas nuvens de gás ou de aglomerados de milhões de estrelas no centro das galáxias, que se formaram quando o universo era mais jovem e bem mais denso. Estimativas atuais, obtidas de observações de Quasares, indicam que os primeiros BNs supermassivos se formaram quando o Universo tinha menos do que 1 bilhão de anos de idade (a idade atual do Universo é de cerca de 13,7 bilhões de anos).

A acreção de matéria ao BN supermassivo no centro das galáxias produz fenômenos de "feedback", como por exemplo emissão de radiação e jatos relativísticos a partir do disco de acreção, como ilustrado na figura ao lado para a galáxia ativa Centaurus A.

Buracos Negros de Massa Intermediária

Embora já exista comprovação observacional da existência de buracos negros estelares, que teriam massa de até algumas dezenas da massa do Sol, e de supermassivos, com massa maior do que 1 milhão de vezes a massa do Sol, há ainda pouca evidência observacional da existência de BNs com massa entre estes dois extremos, ou seja, da ordem de milhares de vezes a massa do Sol. Há alguns estudos que apontam para estes BNs como estando presentes no núcleo de aglomerados globulares de estrelas. Este é o caso do Aglomerado Globular Omega Centauri (ver Figura abaixo), ou de algumas fontes de raios-X, encontradas em outras galáxias (porém não exatamente no núcleo), conhecidas como ULXs (do inglês, Ultra-Luminous X-ray sources), as quais são muito luminosas para serem originadas em BNs estelares, mas pouco luminosas para serem originadas em BNs supermassivos.

Concepção artística do possível BN de massa intermediária no centro do aglomerado de Omega Centauri. Seu tamanho está exagerado para fins de ilustração e as linhas verdes ilustram as órbitas de estrelas próximas. Perto do BN as estrelas se movimentam mais rapidamente do que as estrelas mais distantes. A coloração amarela ilustra o fato da maioria das estrelas do aglomerado serem frias, e a cor azul identifica as poucas estrelas azuis mais quentes.

Objeto ultra-luminoso em raio-X (ULX) na galáxia elíptica NGC 1399.

Buracos Negros Primordiais

Preditos teoricamente, esses buracos negros podem ter se formado nos primórdios do universo quando, devido a um ambiente favorável com pressões e temperaturas extremamente altas, flutuações na densidade da matéria teriam dando origem a regiões de densidades extremas, onde esses buracos negros poderiam ter se formado. É possível que devido à expansão do universo essas regiões tenham se dispersado, mas algumas podem ter se mantido estáveis dando origem a buracos negros que durem até hoje. Esse tipo de buraco negro poderia ter qualquer massa. Assim, podem ter surgido o que os pesquisadores chamam de mini buracos negros, que teriam tamanhos micrométricos. Também se considera a possibilidade da formação de BNs primordiais maiores, que através de sua evaporação poderiam também dar origem a mini buracos negros.

Brasileiros encontram irmã gêmea mais velha do Sol

2013-09-02T14:26:00.001-03:00

Inovação Tecnológica

Com informações do ESO e USP

Esta imagem segue a vida de uma estrela parecida ao Sol, desde o seu nascimento, à esquerda da figura, ao longo da sua evolução até chegar a uma gigante vermelha, à direita. Esta imagem é meramente ilustrativa; as idades, tamanhos e cores são aproximadas (não estão em escala). Na fase de protoestrela (situada no lado esquerdo da imagem) o objeto pode ser cerca de 2000 vezes maior que o Sol, enquanto na fase de gigante vermelha (no lado direito da imagem) a estrela pode ser algumas centenas de vezes maior que o Sol.[Imagem: ESO/M. Kornmesser]

Batize uma estrela

Uma equipe internacional, liderada por astrônomos brasileiros, utilizou o telescópio VLT, no Chile, para identificar e estudar a estrela gêmea do Sol mais velha conhecida até agora.

Situada a 250 anos-luz de distância da Terra, a estrela HIP 102152 é mais parecida com o Sol do que qualquer outra do mesmo tipo - tirando o fato de ser cerca de quatro bilhões de anos mais velha.

Mais velha, mas quase idêntica, esta gêmea do Sol traz a possibilidade de ver como será a nossa estrela quando envelhecer.

As novas observações fornecem também uma primeira ligação clara entre a idade de uma estrela e o seu conteúdo em lítio - importante para a teoria do Big Bang -, além de sugerir que a HIP 102152 possui planetas rochosos do tipo terrestre na sua órbita.

O Instituto de Astronomia da USP realizará um concurso cultural, chamado "Conte a história do gêmeo do Sol", para dar um nome à HIP 102152. As inscrições podem ser feitas até 1º de outubro, no site www.iag.usp.br/astronomia/gemeosolar, que também apresenta o regulamento do concurso.

O nome escolhido será informal, pois a denominação HIP 102152 é estabelecida por um código adotado em catálogos internacionais.

Gêmea do Sol

Os astrônomos observam o Sol com telescópios há apenas 400 anos - uma pequeníssima fração da idade do Sol, que tem mais de bilhões de anos.

Assim, é muito difícil estudar a história e a evolução futura da nossa estrela. Uma maneira mais prática consiste em procurar estrelas raras que sejam quase exatamente iguais à nossa, mas que estejam em diferentes fases da sua vida.

Daí a importância da identificação dessa estrela que é essencialmente uma gêmea idêntica do nosso Sol, mas 4 bilhões de anos mais velha.

"Há décadas que os astrônomos procuram estrelas gêmeas do Sol, de modo a conhecer melhor a nossa própria estrela, que é responsável por toda a vida em nosso planeta. No entanto, têm sido encontradas muito poucas, desde que a primeira foi descoberta em 1997. Mas agora obtivemos espectros de soberba qualidade com o VLT e pudemos assim examinar detalhadamente gêmeas solares com extrema precisão, e saber se o Sol é especial," explica Jorge Melendez, da Universidade de São Paulo, líder da equipe.

O estudo é tão importante que os astrônomos têm categorias chamadas "gêmeas solares", "análogas solares" e "estrelas do tipo solar", que classificam as estrelas de acordo com a sua semelhante com o nosso Sol.

As gêmeas solares são as mais parecidas ao Sol, já que têm massas, temperaturas e abundâncias de elementos químicos muito similares. As gêmeas solares são raras, mas as outras classes, onde as semelhanças são menores, são muito mais comuns.

A equipe estudou duas gêmeas solares - uma que se pensou ser mais jovem que o Sol (18 Scorpii) e outra que se esperava que fosse mais velha (HIP 102152).

Estudar a composição química e outras propriedades destas estrelas, descobriu-se que a HIP 102152, situada na constelação do Capricórnio, é a gêmea solar mais velha conhecida até agora.

Estima-se que ela tenha 8,2 bilhões de anos de idade, comparada com os 4,6 bilhões de anos do nosso Sol. Por outro lado confirmou-se que a 18 Scorpii é mais nova que o Sol - tem cerca de 2,9 bilhões de anos de idade.

Esta imagem mostra a gêmea solar HIP 102152, uma estrela situada a 250 anos-luz de distância da Terra na constelação do Capricórnio. [Imagem: ESO/DSS2/Davide De Martin]

Lítio nas estrelas

A equipe fez já outra descoberta importante ao estudar a estrela gêmea do Sol.

"Uma das coisas que queríamos saber era se o Sol tem uma composição química típica", diz Melendez. "E, mais importante ainda, porque é que tem uma quantidade de lítio tão estranhamente baixa".

O lítio, o terceiro elemento da tabela periódica, foi criado durante o Big Bang, ao mesmo tempo que o hidrogênio e o hélio. Os astrônomos ponderam há anos porque é que algumas estrelas têm menos lítio que outras.

Com as novas observações da HIP 102152, deu-se um grande passo em direção à resolução deste mistério ao descobrir-se uma forte correlação entre a idade de uma estrela como o Sol e o seu conteúdo em lítio.

O nosso Sol tem atualmente apenas 1% do conteúdo em lítio que estava presente na matéria a partir da qual se formou. A investigação de estrelas gêmeas do Sol mais novas, apontava para o fato destas irmãs mais jovens terem uma quantidade significativamente maior de lítio, mas até agora os cientistas não tinham conseguido demonstrar a existência de uma correlação clara entre a idade e o conteúdo em lítio.

"Descobrimos que a HIP 102152 tem níveis muito baixos de lítio, o que demonstra claramente, e pela primeira vez, que as gêmeas solares mais velhas têm efetivamente menos lítio do que o nosso Sol ou estrelas gêmeas solares mais novas. Podemos agora ter a certeza que as estrelas, à medida que envelhecem, destroem de algum modo o seu lítio," disse Tala Wanda Monroe, também da Universidade de São Paulo.

Planetas rochosos

O último ponto desta história é que a HIP 102152 tem um padrão de composição química sutilmente diferente da maioria das outras gêmeas solares, mas semelhante ao Sol.

Ambas mostram uma deficiência dos elementos que são abundantes em meteoritos e na Terra, o que é uma evidência forte no sentido da HIP 102152 poder albergar planetas rochosos do tipo terrestre.

Se uma estrela contém menos elementos do que os que encontramos normalmente em corpos rochosos, esta é uma indicação de que possivelmente alberga planetas rochosos do tipo terrestre porque estes planetas capturam estes elementos quando se formam a partir do enorme disco que rodeia a estrela.

A sugestão de que a HIP 102152 pode abrigar tais planetas é reforçada pela monitorização da velocidade radial desta estrela com o espectrógrafo HARPS do ESO, que indica que, no interior da zona habitável da estrela, não existem planetas gigantes.

Este fato permitiria a existência de potenciais planetas do tipo terrestre em torno da HIP 102152. Em sistemas com planetas gigantes próximo da estrela progenitora, as hipóteses de encontrar planetas do tipo terrestres são muito menores, já que estes pequenos corpos rochosos são perturbados e desfeitos por efeito da gravidade dos planetas gigantes.

Bibliografia:
High precision abundances of the old solar twin HIP 102152: insights on Li depletion from the oldest Sun
TalaWanda R. Monroe, Jorge Meléndez, Iván Ramírez, David Yong, Maria Bergemann, Martin Asplund, Megan Bedell, Marcelo Tucci Maia, Jacob Bean, Karin Lind, Alan Alves-Brito, Luca Casagrande, Matthieu Castro, José-Dias do Nascimento, Michael Bazot, Fabrício C. Freitas
Astrophysical Journal Letters
Vol.: 774 L32
DOI: 10.1088/2041-8205/774/2/L32

Quilonova: Hubble revela um novo evento cósmico

2013-08-27T08:37:00.001-03:00

Inovação Tecnologica

Com informações da Science@NASA

Esta sequência ilustra o modelo da quilonova para a formação de uma explosão de raios gama de curta duração.

1. Um par de estrelas de nêutrons em um sistema binário entra em espiral.

2. Nos milésimos de segundo finais, conforme os dois objetos se fundem, eles expulsam material altamente radioativo. Este material se aquece e expande, emitindo uma explosão de luz chamada quilonova.

3. A bola de fogo bloqueia a luz visível, mas irradia em luz infravermelha.

4. Um disco remanescente de resíduos envolve o objeto resultante da fusão, que pode ter entrado em colapso para formar um buraco negro.[Imagem: NASA/ESA/A. Feild(STScI)]

Quilonova

O Telescópio Espacial Hubble detectou um novo tipo de explosão estelar.

Batizada de quilonova, a explosão acontece quando um par de objetos compactos e muito densos, como estrelas de nêutrons, se chocam.

O Hubble captou a bola de fogo se apagando depois de uma breve explosão de raios gama (GRB), em uma galáxia a quase 4 bilhões de anos-luz da Terra.

"Esta observação finalmente resolve o mistério das explosões de raios gama curtos," disse Nial Tanvir, da Universidade de Leicester, no Reino Unido, que liderou a equipe que analisou os dados.

Explosões curtas e longas

Explosões de raios gama são flashes de radiação de alta energia que aparecem de direções aleatórias no espaço. Elas vêm em dois sabores - longas e curtas.

Já é bem aceito pela comunidade astronômica que as GRBs longas são produzidas pelo colapso de estrelas muito grandes.

As rajadas curtas, no entanto, permaneciam um mistério.

"Nós tínhamos apenas provas circunstanciais fracas de que as rajadas curtas [poderiam ser] produzidas pela fusão de objetos compactos," explica Tanvir. "Este resultado agora parece ser a prova definitiva."

Segundo os novos dados, as emissões de raios gama de curta duração são produzidas quando um par de estrelas de nêutrons superdensas em um sistema binário entra em espiral, finalmente colidindo.

Nos milissegundos finais antes da explosão, as duas estrelas se fundem, ejetando material altamente radioativo. Esse material se aquece e se expande, emitindo um clarão de luz - a GRB curta.

O resultado da quilonova - e o que explica seu nome - é cerca de 1.000 vezes mais brilhante do que uma nova comum, que é causada pela erupção de uma anã branca.

Bibliografia:
A ‘kilonova’ associated with the short-duration ?-ray burst GRB 130603B
N. R. Tanvir, A. J. Levan, A. S. Fruchter, J. Hjorth, R. A. Hounsell, K. Wiersema, R. L. Tunnicliffe
Nature
Vol.: Published online
DOI: 10.1038/nature12505

Arqueologia de estrelas

2013-06-13T08:05:00.001-03:00

Revista Pesquisa Fapesp

Levantamento identifica três padrões de evolução das galáxias

IGOR ZOLNERKEVIC

© ENRIQUE PÉREZ E ANDRÉ LUIZ DE AMORIM

Massa elevada: Galáxias com massa superior a 70 bilhões de sóis, como a NGC 6411, formam a maioria de suas estrelas em 5 bilhões de anos, a partir do centro

Um estudo pioneiro começa a traçar a história evolutiva das galáxias. Liderado pelo espanhol Enrique Pérez, do Instituto de Astrofísica da Andaluzia, esse trabalho identificou onde e quando se formaram as estrelas de uma centena de galáxias que surgiram nos últimos 10 bilhões de anos e se encontram relativamente próximas à Via Láctea, que abriga o Sol e a Terra. Publicado em janeiro deste ano na revista Astrophysical Journal Letters, o estudo comparou diferentes tipos de galáxias e permitiu compreender como a massa delas afeta o ritmo de formação de suas estrelas. Dessa equipe participaram os astrofísicos brasileiros Roberto Cid Fernandes, da Universidade Federal de Santa Catarina, que desenvolveu em 2005 o Starlight, software que analisa a luz emitida pelas galáxias para reconstruir a história de suas populações estelares e fazer uma espécie de arqueologia estelar, e seu aluno de doutorado André Luiz de Amorim.

A pesquisa confirmou que as galáxias com centenas de bilhões de estrelas e massa muito elevada formaram a maioria delas há mais de 5 bilhões de anos, primeiro no centro e depois na periferia, e hoje são verdadeiros asilos estelares. Já as galáxias menores, com poucos bilhões de estrelas, continuam, depois de velhas, produzindo estrelas em todas as suas regiões.

O estudo se baseou em dados do levantamento Califa (Calar Alto Legacy Integral Field Area Survey), uma colaboração de 80 pesquisadores de 13 países que pretende observar em detalhes a formação de estrelas em cerca de 600 galáxias. Iniciado em 2010, o projeto usa um telescópio do Observatório de Calo Alto, na Andaluzia, Espanha.

© ENRIQUE PÉREZ E ANDRÉ LUIZ DE AMORIM

Massa crítica: Galáxias com massa em torno de 70 bilhões de sóis, como a NGC 4047, produzem suas estrelas em menos de 3 bilhões de anos, a partir do centro

A amostra de 105 galáxias, descrita na Astrophysical Journal Letters, é ínfima se comparada aos bilhões de galáxias que existem no Universo visível. Também é pequena se comparada ao total de galáxias – quase 1 milhão – já observadas pelo maior levantamento astronômico já feito, o Sloan Digital Sky Survey (SDSS), resultado do esforço de outro consórcio internacional, que usa um telescópio nos Estados Unidos. Mas, enquanto o SDSS analisou a luz das galáxias como se cada uma fosse um ponto no céu, o Califa usa uma técnica mais cara e complexa, que divide cada galáxia em mil pedaços e analisa a luz deles em separado. O resultado é um mapa que revela diferenças nas propriedades químicas e físicas das várias partes da galáxia.

O Califa observa galáxias situadas a distâncias relativamente próximas – entre 70 milhões e 400 milhões de anos-luz – da Via Láctea. Elas não ficam nem tão longe a ponto de serem observadas como eram no passado remoto do Universo, nem tão próximas que se possa identificar suas estrelas individualmente.

Massa crítica

Mas o critério de seleção mais importante foi observar galáxias das mais variadas cores e brilhos. Vistas a mais ou menos à mesma distância, as galáxias jovens são azuladas e as mais velhas, avermelhadas. Já o brilho funciona como um indicador da massa da galáxia: quanto mais brilhante, mais estrelas possuem. “A intenção foi garantir a diversidade de galáxias, para ter uma visão global delas”, conta Fernandes.

Analisando os dados do Califa com o Starlight, os pesquisadores determinaram qual combinação de estrelas jovens e velhas contribuía para a luz de cada pedaço das galáxias. Assim, os astrofísicos identificaram quando e com que frequência as estrelas se formaram nas várias regiões galácticas.

© ENRIQUE PÉREZ E ANDRÉ LUIZ DE AMORIM

Massa baixa: Galáxias de baixa massa,
inferior a algumas dezenas de bilhões de sóis, como a UGC 9476, geram estrelas de modo contínuo em toda a sua extensão

A primeira diferença confirmada pelo estudo refere-se ao ritmo de produção de estrelas. Galáxias com massa superior a 70 bilhões de sóis condensaram todo o seu gás em estrelas rapidamente na juventude e produziram a maioria de suas estrelas há mais de 5 bilhões de anos. Já as galáxias de mesma idade, mas com menos de 10 bilhões de massas solares, gastam o seu gás com parcimônia. “As galáxias de menor massa continuam formando estrelas a uma taxa respeitável, enquanto para as de massa elevada a festa já acabou”, diz Fernandes.

Outra diferença está na ordem de formação das estrelas. As galáxias de baixa massa geraram suas estrelas mais ou menos ao mesmo tempo em toda a sua extensão, começando um pouco mais cedo nas partes mais externas. Nas galáxias de grande massa, entretanto, aconteceu o contrário: a formação estelar começou mais cedo no centro e avançou para a periferia. Esse padrão, aliás, parece ter ocorrido na própria Via Láctea, uma galáxia com cerca de 60 bilhões de massas solares. “As regiões mais distantes do centro da Via Láctea são mais pobres em elementos químicos pesados do que a parte interna”, explica o astrofísico Hélio J. Rocha-Pinto, da Universidade Federal do Rio de Janeiro, que estuda os vestígios de colisão da Via Láctea com galáxias anãs. “Isso é uma evidência indireta de que as estrelas da parte interna se formaram primeiro e enriqueceram quimicamente essa parte da galáxia mais rapidamente.”

Essa diferença entre centro e borda, porém, não aumenta sempre com a massa da galáxia. Ela alcança seu máximo nas galáxias com massa em torno de 70 bilhões de massas solares, nas quais as estrelas da região central se formaram mais de duas vezes mais rápido do que as da borda.

“Essa massa crítica tem algo de especial”, diz Fernandes. Mas ninguém sabe exatamente o que é esse algo especial. Rocha-Pinto sugere que a massa crítica represente a massa a partir da qual as galáxias não crescem isoladamente. Acredita-se que as galáxias maiores nasceram da fusão de galáxias menores, eventos nos quais a formação estelar aumenta na parte central da galáxia recém-formada.

Fernandes, no entanto, chama a atenção para outra possibilidade. Galáxias grandes têm buracos negros tão gigantes em seu centro que atrapalhariam a formação estelar. Já em galáxias pequenas, menos estrelas se formam porque parte do gás é expelido da galáxia durante as explosões de supernovas. Ambos os efeitos poderiam ser menores em galáxias com a massa crítica e aumentar a formação estelar. “A questão”, pondera Rocha-Pinto, “é provar que os efeitos que propomos têm a magnitude para explicar o que observamos”.

No ano que vem, os astrônomos do SDSS esperam iniciar um levantamento semelhante, batizado de MaNGA, que mapeará 10 mil galáxias. “O aumento de 100 vezes da amostra será transformacional”, diz o astrofísico Kevin Bundy, da Universidade de Tóquio, Japão, coordenador do MaNGA. “Vamos testar as conclusões do Califa e muito mais”.

Artigo científico
PÉREZ, E. et al. The evolution of galaxies resolved in space and time: an inside-out growth view. The Astrophysical Journal Letters. v. 763. jan. 2013.

Teoria da evolução das estrelas estava incorreta

2013-06-05T07:53:00.001-03:00

Com informações do ESO

Esta imagem mostra o aglomerado globular NGC 6752, situado na constelação austral do Pavão, cujo estudo revelou surpreendentemente que 70% das estrelas não passam pela fase de perda de massa no final das suas vidas. [Imagem: ESO]

Ramo gigante assintótico

O processo de evolução estelar ensinado nos livros de astronomia está incorreto - ou, no mínimo, incompleto.

O modo como as estrelas evoluem e terminam suas vidas foi durante muitos anos um processo considerado bem compreendido.

Modelos computacionais detalhados preveem que estrelas com massa semelhante à do Sol passem por uma fase no final das suas vidas, quando ocorre uma queima final de combustível nuclear, e grande parte da massa das estrelas é perdida na forma de gás e poeira, que literalmente iriam para o espaço.

Este é o chamado ramo gigante assintótico ou AGB (sigla em inglês para asymptotic giant branch). Esse nome estranho é devido à posição que essas estrelas ocupam no diagrama de Hertzsprung-Russel, um gráfico que mostra o brilho das estrelas em função das suas cores.

No entanto, novas observações de um enorme aglomerado estelar, obtidas com o Very Large Telescope do ESO, mostraram - contra todas as expectativas - que a maioria das estrelas estudadas simplesmente não chega a esta fase de sua evolução.

Uma equipe internacional descobriu que a quantidade de sódio presente nas estrelas permite prever de modo muito preciso como é que estes objetos terminarão as suas vidas.

Falta de rigor

Durante um curto período de tempo, o material ejetado para o espaço é iluminado pela intensa radiação ultravioleta que vem da estrela, formando uma nebulosa planetária.

Este material expelido é depois utilizado para formar uma nova geração de estrelas, sendo este ciclo de perda de massa e renascimento vital para sustentar a atual explicação sobre a evolução química do Universo. Este processo fornece também o material necessário à formação de planetas - e contém ainda os ingredientes necessários à vida orgânica.

No entanto, o australiano Simon Campbell (Universidade Monash, Austrália), especialista em teorias estelares, descobriu em artigos científicos antigos indícios importantes de que algumas estrelas poderiam de algum modo não seguir estas regras, pulando completamente a fase AGB.

"Para um cientista de modelos estelares, estas hipóteses pareciam loucas! Todas as estrelas passam pela fase AGB, de acordo com os nossos modelos. Eu verifiquei e tornei a verificar todos os estudos antigos sobre o assunto, e acabei por concluir que este fato não tinha sido estudado com o rigor necessário. Por isso decidi eu mesmo investigar o assunto, apesar de ter pouca experiência observacional," conta o pesquisador.

Sódio estelar

Campbell e a sua equipe utilizaram o VLT para estudar com muito cuidado a radiação emitida pelas estrelas do aglomerado estelar globular NGC 6752, situado na constelação austral do Pavão.

Esta enorme bola de estrelas antigas contém uma primeira geração de estrelas e uma segunda geração, formada pouco tempo depois.

As duas gerações podem ser identificadas pelas quantidades diferentes de elementos químicos leves, tais como carbono, nitrogênio e - crucial para este estudo - sódio.

Os resultados revelaram-se surpreendentes. Todas as estrelas AGB do estudo eram da primeira geração, com níveis de sódio baixos, e nenhuma das estrelas da segunda geração, com níveis mais altos de sódio, tinha se tornado uma AGB.

Um total de 70% das estrelas não estavam nesta fase final de queima nuclear com consequente perda de massa.

Em outras palavras, essas estrelas morrem muito mais jovens do que se calculava, e sem a espalhafatosa fase de queima de hélio, quando a estrela emite uma luz extremamente forte.

Isto tem largo impacto não apenas sobre as teorias, mas também sobre as campanhas observacionais: a enorme quantidade de estrelas que deveriam estar se tornando super brilhantes ao atingir a fase final das suas vidas simplesmente não existe.

"Parece que as estrelas precisam de uma 'dieta' pobre em sódio para que possam atingir a fase AGB no final das suas vidas. Esta observação é importante por várias razões. Estas estrelas são as mais brilhantes nos aglomerados globulares - por isso haverá 70% menos destas estrelas tão brilhantes do que a teoria prevê. O que significa também que os nossos modelos estelares estão incompletos e devem ser corrigidos!", conclui Campbell.

A equipe espera que sejam encontrados resultados semelhantes para outros aglomerados estelares e está planejando mais observações.

Ele levanta a hipótese de que as estrelas que saltam a fase AGB evoluirão diretamente para anãs brancas de hélio, arrefecendo gradualmente ao longo de muitos bilhões de anos.

Não se acredita que o sódio seja por si só a causa deste comportamento diferente, embora o elemento deva estar fortemente ligado ao fenômeno, que permanece um mistério.

O Sol como você nunca viu antes

2013-01-25T10:14:00.001-02:00

Redação do Site Inovação Tecnológica

A colagem mostra a riqueza de informações que instrumentos adequados podem gerar - cada imagem dá informações sobre uma região ou um comportamento específico do Sol.[Imagem: NASA/SDO/Goddard Space Flight Center]

Um Sol, muitas personalidades

Você nunca poderá ver o Sol diretamente, porque isso danificaria irremediavelmente as células da sua retina.

Mesmo uma câmera comum, com um filtro apropriado, não lhe daria mais do que uma imagem do disco amarelo característico da nossa estrela, que poderá aparecer um pouco mais avermelhado se ele estiver baixo no horizonte - o caminho maior que a luz percorre na atmosfera terrestre faz com que ela perca seus componentes azuis.

Mas os sensores do telescópio SDO (Solar Dynamics Observatory, Observatório da Dinâmica Solar) podem ver a luz do Sol de inúmeras formas diferentes.

O Sol emite luz em uma gama muito ampla de comprimentos de onda, ou frequências, que incluem, além da luz visível, infravermelha, ultravioleta e até raios X, apenas para citar as frequências mais conhecidas.

Cada um desses comprimentos de onda nos dá informações diferentes sobre o funcionamento e o comportamento do Sol, permitindo avaliar com mais precisão seu impacto sobre a Terra e todo o Sistema Solar.

A equipe do SDO, que pertence à NASA, fez então uma colagem das diversas imagens que os diferentes sensores do observatório fazem do Sol, mostrando a riqueza de informações que instrumentos adequados podem gerar.

Por exemplo, a luz amarela característica do Sol é gerada por átomos com temperatura na faixa dos 5.700 ºC, o que representa o que está acontecendo na superfície da estrela.

Já a luz ultravioleta extrema é emitida por átomos a 6.300.000 ºC, um bom comprimento de onda para estudar as erupções solares - a temperatura na atmosfera solar atinge picos muitíssimo superiores à da sua superfície, um fenômeno para o qual os cientistas ainda não possuem boas explicações.

A colagem inclui ainda imagens geradas por outros instrumentos, que mostram informações sobre magnetismo e Doppler.

Olhares sobre o Sol

Algumas das imagens usadas para compor o mosaico, todas feitas pelos instrumentos do telescópio solar SDO. [Imagem: NASA/SDO/Goddard Space Flight Center]

Veja todos os comprimentos de onda observados pelo SDO, medidos em Angstroms - 1 Angstrom equivale a 0,1 nanômetro - colocados em ordem de altitude de origem, da superfície do Sol para as regiões mais altas de sua atmosfera.

4.500: Mostra a superfície do sol, ou fotosfera.

1.700: Mostra a superfície do sol, juntamente como uma camada da atmosfera solar, chamada cromosfera, que fica logo acima da fotosfera e é onde a temperatura começa a aumentar.

1.600: Mostra uma mistura entre a fotosfera superior e a chamada região de transição, uma região entre a cromosfera e a camada mais superior da atmosfera solar, chamada corona. É na região de transição onde a temperatura sobe mais rapidamente.

304: Esta luz é emitida a partir da região de transição e da cromosfera.

171: Este comprimento de onda mostra a atmosfera do Sol, ou corona, quando ela está tranquila. Também mostra gigantescos arcos magnéticos, conhecidos como laços coronais.

193: Mostra uma região ligeiramente mais quente da corona, e também o material mais quente de uma labareda solar.

211: Este comprimento de onda mostra regiões magneticamente ativas e mais quentes na corona solar.

335: Este comprimento de onda também mostra regiões magneticamente ativas e quentes na corona.

94: Essa frequência destaca regiões da corona durante uma tempestade solar.

131: É nesta frequência que aparece o material mais quente durante uma erupção solar.

O Observatório da Dinâmica Solar (SDO) foi lançado em 2010, tendo como objetivo principal analisar o funcionamento do chamado dínamo solar, uma rede profunda de corrente de plasma que gera o campo magnético solar.

Mas os benefícios do telescópio estão indo muito além: seus instrumentos fotografam o Sol a cada 0,75 segundo e enviam de volta à Terra 1,5 terabyte de dados por dia.

Telescópio Hubble faz censo de galáxias primordiais

2012-12-18T16:44:00.001-02:00

Inovação Tecnológica

Com informações da BBC

"Claro que o objeto mais distante é interessante, mas é o 'recenseamento' - a contagem dos sete objetos - que nos dá a primeira indicação da população no coração desta era." [Imagem: NASA/ESA/R. Ellis/UDF]

Longe e antiga

Astrônomos conseguiram imagens das áreas mais distantes do universo já registradas com o telescópio espacial Hubble.

Eles identificaram seis novas galáxias que se formaram apenas algumas centenas de milhões de anos depois do Big Bang.

O novo estudo, realizado por especialistas do Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech) e da Universidade de Edimburgo, na Escócia, também atualizou a estimativa de distância de uma sétima galáxia, colocando-a em uma posição ainda mais distante no tempo do que qualquer outro objeto já identificado até então.

Chamada de UDFj-39546284, a galáxia foi localizada a uma distância equivalente a quando o universo tinha apenas 3% de sua idade atual.

Espaço como medida de tempo

A nova pesquisa com as imagens do Hubble dá a ideia mais clara de como foram os primeiros anos da história do Universo.

As informações dão apoio à ideia de que as primeiras galáxias aglomeraram suas estrelas de uma forma mais suave e não em uma explosão súbita, como se acreditava antes.

"Claro que o objeto mais distante é interessante, mas é o 'recenseamento' - a contagem dos sete objetos - que nos dá a primeira indicação da população no coração desta era", disse o professor Richard Ellis, do Caltech.

A luz vinda dos objetos mais remotos teve seu início como uma emissão ultravioleta (comprimento de onda mais curto) e, em seguida, foi esticada pela expansão do universo até se transformar em infravermelha (mais longa). Pelo fato de ter sido necessário tanto tempo para que esta luz nos atingisse, as observações do projeto estão na verdade olhando para o passado.

Os objetos captados pelo recenseamento estelar realizado pelo Hubble estão tecnicamente localizados em uma faixa de período de tempo que vai de cerca de 600 milhões de anos a 380 milhões de anos depois do Big Bang. Atualmente, pesquisadores sugerem que o Big Bang ocorreu há cerca de 13,77 bilhões de anos.

O máximo de ampliação obtida com as atuais imagens do Hubble. [Imagem: NASA/ESA/R. Ellis/UDF]

Populações estelares

Os cientistas analisam estas áreas tão distantes no tempo e espaço para obter mais informações sobre o desenvolvimento das estruturas do universo, para ajudar a explicar a forma atual do cosmo.

Eles procuram dados sobre as primeiras populações de estrelas. Estes "gigantes quentes" teriam crescido de nuvens de gás frio e neutro que compunham o universo jovem.

Estes corpos celestes tinham vidas curtas, produzindo os primeiros elementos pesados. Elas também queimaram o gás neutro à sua volta, arrancando elétrons dos átomos e produzindo o plasma difuso intergalático que ainda é possível detectar entre as estrelas.

O professor James Dunlop, da Universidade de Edimburgo e que participou do projeto, afirma que quando as seis galáxias são analisadas, elas "parecem razoavelmente maduras".

"Elas têm uma quantidade razoável de elementos pesados de gerações anteriores de estrelas", disse.

"Então, de certa forma, a mensagem é que nós ainda não estamos vendo a primeira geração de estrelas, a chamada População 3 de estrelas. Mesmo quando chegamos ao que temos agora, menos de 5% da idade do universo, ainda estamos vendo a segunda geração, objetos relativamente evoluídos," complementa.

Mas, será muito difícil ir mais longe com o Hubble. Para isto, os cientistas terão que esperar até que o telescópio espacial James Webb seja lançado, algo que está previsto apenas para 2018.

Deus e o Universo - History Channel (Dublado

2012-12-04T15:57:00.000-02:00

Astrônomos encontram superterra em região habitável

2012-11-09T07:51:00.001-02:00

Inovação Tecnológica - Com informações da BBC

Os cientistas acreditam que o planeta gira em torno de seu próprio eixo, o que gera o efeito de dia e noite. [Imagem: PHL/UPR Arecibo]

Superterra

Uma equipe de astrônomos de vários países encontrou uma "superterra", um planeta que pode ter um clima parecido com o da Terra e com potencial para ser habitado, a apenas 42 anos-luz de distância.

O planeta orbita em volta da estrela HD 40307. Anteriormente, sabia-se que três planetas orbitavam em volta desta estrela, todos eles próximos demais para permitir a existência de água.

Mas outros três planetas foram encontrados em volta da HD 40307, entre eles a "superterra", que tem sete vezes a massa da Terra e está localizada na área habitável do sistema, onde a água líquida pode existir.

Esta última descoberta se junta aos mais de 800 exoplanetas (planetas de fora do Sistema Solar) já conhecidos pelos cientistas.

E parece ser apenas uma questão de tempo para os astrônomos finalmente encontrarem a chamada "Terra 2.0", um planeta rochoso com atmosfera e orbitando uma estrela parecida com o Sol, localizado em uma zona habitável.

Planeta com dia e noite

O planeta, batizado de HD 40307g, tem a órbita mais externa entre os seis em volta da estrela e percorre esta órbita em um tempo equivalente a 200 dias terrestres.

E, o mais importante, os cientistas acreditam que o planeta gira em torno de seu próprio eixo, o que gera o efeito de dia e noite. Com isso, aumentam as chances de ele ter um ambiente mais parecido com o da Terra.

"A órbita mais longa do novo planeta significa que seu clima e atmosfera podem ser os certos para abrigar a vida", disse Hugh Jones, da Universidade de Hertfordshire, que participou da pesquisa.

A estrela HD 40307 é uma versão menor e mais fria do Sol, que emite luz laranja.

Foram as variações sutis nesta luz que permitiram que os cientistas, trabalhando com a rede Rocky Planets Around Cool Stars (Ropacs), descobrissem os outros três planetas.

Parece ser apenas uma questão de tempo para os astrônomos finalmente encontrarem a chamada "Terra 2.0", um planeta rochoso com atmosfera e orbitando uma estrela parecida com o Sol, localizado em uma zona habitável. [Imagem: PHL/UPR Arecibo]

Revelado pela luz

A equipe internacional de cientistas usou um instrumento chamado HARPS, localizado no Observatório Europeu do Sul, em La Silla, Chile.

O HARPS não vê os planetas diretamente mas detecta pequenas mudanças na cor da luz de uma estrela causada pelas pequenas alterações gravitacionais causadas pelos planetas, uma medição e alta precisão.

O próximo passo da equipe de cientistas é usar telescópios baseados no espaço observar diretamente o planeta HD 40307g e descobrir qual é sua composição.

Recentemente, o HARPS foi usado para localizar outro exoplaneta, desta vez orbitando uma estrela do sistema Alpha Centauri, o mais próximo ao Sistema Solar, a apenas quatro anos-luz de distância.

Encontrado planeta na estrela mais próxima do Sol

Bibliografia:
Habitable-zone super-Earth candidate in a six-planet system around the K2.5V star HD 40307
Mikko Tuomi, Guillem Anglada-Escude, Enrico Gerlach, Hugh R. A. Jones, Ansgar Reiners, Eugenio J. Rivera, Steven S. Vogt, R. Paul Butler
Vol.: Accepted paper

Maior imagem astronômica já feita tem 84 milhões de estrelas

2012-10-26T09:22:00.000-02:00

Redação do Site Inovação Tecnológica

Esta vista de campo largo da Via Láctea mostra o tamanho da nova imagem infravermelha do centro da Galáxia. Estes dados cobrem a região conhecida como o bojo da galáxia. A região coberta pelo novo catálogo está marcada com um retângulo.[Imagem: ESO/Nick Risinger]

Vista infravermelha

Utilizando uma imagem enorme, de vários gigapixels, feita pelo telescópio de rastreio infravermelho VISTA, uma equipe internacional de astrônomos criou um catálogo de mais de 84 milhões de estrelas situadas nas partes centrais da Via Láctea.

Esta base de dados gigantesca contém dez vezes mais estrelas que estudos anteriores e representa uma enorme passo na compreensão da nossa Galáxia. Embora o efeito não possa ser visto na imagem, o resultado do trabalho é um mapa navegável, em que os astrônomos podem fazer zooms e "navegar" entre as estrelas.

O telescópio VISTA havia concluído recentemente um mapeamento de 200 mil galáxias.

"Ao observar em detalhe as miríades de estrelas que circundam o centro da Via Láctea, podemos aprender mais sobre a formação e evolução, não só da nossa galáxia, mas também das galáxias espirais de uma maneira geral," explica Roberto Saito (Pontificia Universidade Católica do Chile), autor principal deste estudo.

Bojo da galáxia

A maioria das galáxias espirais, incluindo a nossa galáxia, a Via Láctea, possuem uma grande concentração de estrelas velhas que rodeiam o centro, zona que os astrônomos chamam o bojo. Compreender a formação e evolução do bojo da Via Láctea é vital para compreender a galáxia como um todo. No entanto, obter observações detalhadas desta região não é tarefa fácil.

"Observar o bojo da Via Láctea é muito difícil porque este se encontra obscurecido por poeira," diz Dante Minniti, coautor do estudo. "Para espreitar no coração da galáxia, temos que observar no infravermelho, radiação que é menos afetada pela poeira."

A equipe de astrônomos utilizou dados do programa Variáveis VISTA na Via Láctea (VVV), um dos seis rastreios públicos levados a cabo pelo VISTA.

Maior imagem astronômica já feita

Os dados foram usados para criar uma imagem a cores monumental, de 54.000 por 40.500 pixels, o que corresponde a um total de 2 bilhões de pixels.

Esta é a maior imagem astronômica já feita.

A equipe utilizou estes dados para compilar o maior catálogo já compilado da concentração central de estrelas na Via Láctea.

A imagem cobre cerca de 315 graus quadrados no céu (um pouco menos de 1% de todo o céu).

Ela contém cerca de 137 milhões de objetos, 84 milhões dos quais foram confirmados como sendo estrelas.
Os demais objetos ou são tênues demais ou misturaram-se com os seus vizinhos ou foram afetados por outros efeitos, e por isso não foi possível fazer medições precisas.

Outros são ainda objetos distantes, como, por exemplo, outras galáxias.

Diagrama cor-magnitude

Para ajudar a analisar este enorme catálogo, é calculado o brilho de cada estrela em função da cor, para as cerca de 84 milhões de estrelas, de modo a criar um diagrama cor-magnitude.

Um diagrama cor-magnitude é um gráfico que mostra o brilho aparente de um conjunto de objetos em função das suas cores.

A cor é medida comparando o brilho dos objetos quando observados através de filtros diferentes. É um diagrama parecido a um diagrama de Hertzsprung-Russell (HR), com a diferença de que este último apresenta a luminosidade (ou magnitude absoluta) em vez do brilho aparente. No caso de um diagrama HR precisamos também de saber a distância até as estrelas.

Os diagramas cor-magnitude são ferramentas indispensáveis utilizadas pelos astrônomos para estudar as diferentes propriedades físicas das estrelas, tais como temperaturas, massas e idades.

Trânsito de exoplanetas

"Cada estrela ocupa um lugar particular no diagrama em cada momento da sua vida. Este lugar depende de quão brilhante e quente ela é. Uma vez que estes novos dados nos dão uma fotografia instantânea de todas as estrelas de uma só vez, conseguimos fazer um censo de todas as estrelas nesta zona da Via Láctea," explica Dante Minniti.

O novo diagrama cor-magnitude do bojo contém imensa informação sobre a estrutura e o conteúdo da Via Láctea. Um resultado interessante revelado por estes novos dados é a existência de um grande número de estrelas anãs vermelhas de fraca luminosidade.

Estas estrelas são boas candidatas à procura de pequenos exoplanetas na sua órbita, pelo método de trânsito.

O método de trânsito procura um pequeno decréscimo no brilho de uma estrela, que ocorre quando um planeta passa à sua frente, bloqueando uma da sua radiação.

O pequeno tamanho das estrelas anãs vermelhas, tipicamente de tipo espectral K e M, origina um decréscimo relativamente maior em brilho quando planetas de baixa massa passam à sua frente, tornando por isso mais fácil procurar planetas nas suas órbitas.

Buraco negro na Via Láctea 'ameaça engolir estrela e planetas em formação'

2012-09-21T10:08:00.001-03:00

Paul Rincon – BBC

Ilustração mostra estrela e seu disco protoplanetário, que estariam sendo atraídos pelo buraco negro. [Imagem: David A. Aguilar/CfA]

Destino cósmico

Uma jovem estrela e a nuvem de poeira cósmica a partir da qual seriam formados planetas ao seu redor estão sendo atraídos para o enorme buraco negro localizado no centro da nossa galáxia, segundo pesquisadores do Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian, em Cambridge, nos EUA.

Como outras galáxias, a Via Láctea abriga um buraco negro em seu centro, conhecido como Sagitário A* (SgrA*), e a estrela em questão orbita em um anel de jovens sóis em volta desse buraco.

Juntamente com o disco de gás e poeira que a envolve, a estrela evoluiria para um sistema solar, mas a força de atração do buraco negro deve impedir que isso ocorra.

Os estudos sobre a ocorrência tiveram início depois que pesquisadores identificaram uma nuvem de gás ionizado e poeira cósmica movendo-se em direção ao SgrA* no início do ano, com a ajuda do telescópio que recebeu o nome de Very Large Telescope (VLT).

A hipótese inicial era que esse deslocamento teria sido causado por uma colisão de nuvens envolvendo duas estrelas. Após o choque, a poeira cósmica dessas estrelas teria sido atraída para o buraco.

Disco protoplanetário

Os astrônomos Ruth Murray-Clay e Abraham Loeb, porém, defendiam uma explicação diferente.

Para eles, a nuvem que se dirige para o SgrA* é na realidade um disco protoplanetário - ou seja, um disco de material cósmico a partir do qual seriam formados planetas - circundando uma estrela de baixa massa.

Estrelas recém-nascidas mantêm um disco de gás e poeira ao redor de seu núcleo por milhares de anos.
Quando uma dessas estrelas é atraída para um buraco negro, radiação e ondas gravitacionais dispersam essa matéria circundante em alguns anos.

Como a estrela estudada pela equipe é muito pequena para ser observada diretamente da Terra, é essa nuvem de poeira protoplanetária que os pesquisadores teriam detectado dirigindo-se para o SgrA*.

A força de atração do buraco negro faz o gás ao redor da estrela formar uma espiral e se aquecer. Além disso, o gás torna-se brilhante, facilitando sua detecção.

Segundo Murray-Clay, porém, enquanto a nuvem planetária certamente caminha para a destruição, há uma possibilidade de que a estrela envolvida por ela sobreviva. "A força de atração do buraco é suficientemente forte para atrair o gás, mas não para destruir a estrela", disse.

Força gravitacional

A pesquisadora explica que o fenômeno em questão é causado pelo mesmo tipo de forças responsável pelas marés oceânicas. "Marés oceânicas são causadas pela atração dos oceanos pela lua. Nesse caso, o buraco negro gera forças de atração tão fortes que puxam o disco (de gás e poeira cósmica) para longe da estrela."

Os resultados do estudo da equipe de astrônomos americanos são interessantes porque até agora o centro da Via Láctea era considerado um lugar muito inóspito para a formação de planetas, por estar repleto de estrelas, radiação e intensas forças gravitacionais.

Apesar de o disco protoplanetário observado caminhar para a destruição, sua simples existência e a existência de outras estrelas semelhantes na mesma região sugere que planetas ainda podem ser criados nessa parte da galáxia.

"É fascinante pensar que planetas estejam se formando tão perto de um buraco negro", disse Loeb.

Bibliografia:
Disruption of a proto-planetary disc by the black hole at the milky way centre
Ruth A. Murray-Clay, Abraham Loeb
Nature Communications
Vol.: 3, Article number: 1049
DOI: 10.1038/ncomms2044

Sol é mais esférico do que se pensava

2012-09-13T16:25:00.003-03:00

Dados de instrumento em satélite da Nasa permitem medir com mais precisão os contornos da estrela

Revista Pesquisa Fapesp

MARIA GUIMARÃES

Imagem captada pelo satélite SDO em 15 de agosto de 2012

Uma bola de aparência incandescente que ilumina os dias, o Sol de fato é o objeto natural mais redondo medido pela ciência. Mas não é na verdade tão esférico quanto parece, conforme vêm mostrando astrônomos. Ele é achatado e menos mutável do que se imaginava, de acordo com artigo publicado no site da Science em 16 de agosto deste ano. “Tivemos acesso a um grande volume de dados que nos renderam medições mais precisas do que as anteriores”, explica o astrônomo Marcelo Emilio, do Observatório Astronômico da Universidade Estadual de Ponta Grossa, no Paraná. Mais do que uma curiosidade sobre a esfera celeste, o formato afeta a órbita dos planetas que gravitam em torno dele.

O equipamento, a bordo do satélite da agência espacial norte-americana (Nasa) lançado no início de 2010 e batizado como Observador Dinâmico Solar (SDO), capta uma imagem do astro a cada 4 segundos. Além disso, para obter as medidas de achatamento é preciso fazer com que o satélite gire 360° sobre si mesmo, captando imagens solares durante essa rotação. O grupo de Emilio, que inclui pesquisadores da Universidade Stanford, na Califórnia, e da Universidade do Havaí, pôde fazer essa manobra de seis em seis meses. A partir dessas imagens, Emilio considera ter chegado a uma definição do formato do Sol mais precisa do que estava disponível até agora – refinando inclusive trabalho dele próprio publicado em 1997 a partir de dados gerados por outro equipamento da Nasa, o Observatório Solar e Heliosférico (Soho). Tão precisa que detecta um achatamento muito sutil: se o sol fosse uma bola de um metro de diâmetro, seu diâmetro equatorial seria apenas 17 milionésimos do metro maior que o diâmetro polar Norte-Sul. “A grande massa do Sol tende a fazer com que fique redondo, contrariando o achatamento causado pela rotação”, explica o astrônomo.

Para analisar o interior do Sol, as únicas maneiras são estudar os neutrinos – partículas que são lançadas de lá e em 8 minutos chegam à Terra e a atravessam quase como se ela não existisse, explica Emilio – ou as ondas sísmicas que se propagam como terremotos pelas camadas do Sol, por isso conhecidos como heliomotos. “Agora medimos a parte visível por inteiro”, afirma o pesquisador, que em trabalho anterior estimou o diâmetro do astro em 1.392.684 quilômetros.

A natureza gasosa do Sol torna sua rotação muito mais complexa que a da Terra, um planeta rochoso. “Não é um corpo rígido, seu equador gira mais depressa que os polos”, detalha. Por isso, trabalhos anteriores postularam que o formato externo varia a cada ciclo solar, que dura 11 anos. Para Emilio e seus colegas, porém, o formato mais simples do Sol – quando se considera os dois polos e o equador – é fixo. Medições posteriores ainda devem definir se há variação em aspectos mais detalhados dessa estrutura geométrica.

O astrônomo do Paraná estima que as novas medições devem ser bem recebidas pela comunidade especializada, apesar de contradizer hipóteses anteriores, devido ao volume de dados que englobam. Mas não é o fim da história: “Agora o pessoal da teoria vai refinar os modelos existentes”, prevê, se referindo a modelos matemáticos que congregam características como composição química, densidade e tamanho. À medida que mais informações são incorporadas, os pesquisadores alteram os parâmetros do modelo até chegar a um encaixe satisfatório entre teoria e observação. No que diz respeito à publicação, a discussão pode começar depressa: apenas uma semana se passou entre o artigo ser aceito pela Science e publicado em seu site na rubrica Science Xpress, que disponibiliza publicações antes que saiam na revista impressa.

As estrelas mais brilhantes do céu

2012-08-22T13:31:00.001-03:00

Superinteressante

Artigo do astrônomo Ronaldo Rogério de Freitas Mourão, em que diz que nesta época do ano podemos ver as estrelas mais brilhantes do céu.

por Ronaldo Rogério de Freitas Mourão

Nem mesmo a luz das cidades rouba completamente o brilho do céu.As vinte mais luminosas e fáceis de ver a olho nu, quando observadas com uma luneta, podem revelar detalhes surpreendentes. O motivo é que muitas delas são duplas ou triplas – isto é, onde parece haver apenas um pouco de luz, existe duas, três ou mais estrelas muito próximas. É o caso da terceira estrela da lista, Rigel, que, a olho nu, aparece coma mais brilhante da Constelação do Centauro.

Sob a luneta, entretanto, ela desdobra-se em duas, ambas muito semelhantes ao Sol, tanto em tamanho como em peso e na cor, embora uma delas seja mais amarela e a outra, mais alaranjada. Elas giram em torno de um centro comum (como duas crianças rodando de mãos dadas), mas o sistema é ainda mais complexo, pois girando em torno da dupla, além disso, há Próxima do Centauro, uma estrela pequena e fria, de cor vermelha, visível apenas com instrumentos mais precisos. Seu nome significa que é a estrela menos distante da Terra, situada a 4,3 anos-luz, ou 43 trilhões de quilômetros.

Não se deve confundir Rigel do Centauro com uma outra Rigel, a da Constelação de Órion, que, distante 900 anos-luz, é uma das maiores estrelas catalogadas. Tem um raio 33 vezes maior que o do Sol. Mas é curioso notar que Órion inclui uma estrela ainda maior, Betelgeuse, que está a 200 anos-luz e tem um raio 400 vezes maior que o Sol. Se fosse colocada no centro do sistema solar, os planetas Mercúrio, Vênus, Terra e Marte desapareceriam no seu interior. Apesar disso, Betelgeuse é vermelha, o que significa que é relativamente fria (com uma temperatura na superfície de 3 400 graus, contra os 5 000 graus do Sol). Assim, está colocada em décimo lugar na lista das mais luminosas do céu, enquanto Rigel, a sétima colocada, é branco azulada e brilha a 13 000 graus.

Mesmo com uma pequena luneta, é possível verificar que Rigel é uma dupla: é circundada a cada dez dias por uma pequena estrela branca. Mas difícil é perceber que a estrela menor, por sua vez, é também uma dupla – a distância entre os dois astros é tão pequena, que apenas a análise da sua luz permite percebê-los. Entre diversas outras estrelas múltiplas, vale a pena destacar a Alfa de Gêmeos, Castor, a vigésima - terceira em brilho. Ela agrupa um complicado conjunto de seis corpos celestes. Onde se vê, a olho nu, um simples ponto de luz, percebe-se, inicialmente, com ajuda da luneta, que existem dois astros azuis girando em torno de um centro comum. Seu movimento porém, é extraordinariamente lento e não pode ser observado: os astros demoram 380 anos para completar uma volta em torno do centro.

Com uma luneta mais possante, se poderia observar uma estrela bem menos brilhante, a terceira peça desse carrossel. Enfim, é possível verificar que cada um desses componentes é uma dupla, mas a separação visual do astros, nesse caso, só pode ser feita com equipamento de alta qualidade.

É bom notar que se faz muita confusão sobre a potência dos telescópios comuns, acessíveis aos leigos. Eles podem aumentar os objetos, em muitos casos, até 100 vezes, mas nem sempre são de muita valia, por terem lentes de pequeno diâmetro. Seu campo de visão é estreito, e fica difícil localizar pequenos pontos. Em vista disso, é melhor empregar lunetas que não aumentam muito; cerca de dez vezes já é razoável. O mais importante é que tenham uma lente de bom tamanho, de aproximadamente 15 centímetros diâmetro.

Estrelas Fantasticas - Capella e seus segredos

2012-08-17T17:46:00.001-03:00

JOSÉ ROBERTO V. COSTA

Astronomia no Zênite

No mundo das celebridades, as coisas nem sempre são o que parecem. Isso vale para as estrelas do céu também. Há quem pense que não há nada mais imutável e sereno que um céu estrelado. Nada mais enganoso.

Já vimos que estrelas nascem, brilham e morrem. Algumas variam sua luz em apenas algumas semanas. Estrelas muito grandes podem explodir. E outras simplesmente derrubam a imagem de um ponto de luz solitário, revelando sistemas complexos ao olhar bisbilhoteiro de um bom telescópio.

Cabrita
Vejamos o caso de Capella, a estrela mais brilhante de Auriga, o Cocheiro. A constelação do Cocheiro representa um homem que tem na mão direita um chicote, enquanto a mão esquerda segura (em algumas ilustrações, sustenta nas costas) uma pequena cabra: é Capella, nome que significa cabrita.

Acesse uma carta celeste do Cocheiro

Na mitologia greco-romana, Capella é Amaltéa, uma ninfa filha do rei de Creta que cuidou de Júpiter quando ele ainda era bebê e se refugiava da voracidade de seu pai, Saturno, que queria devorá-lo. Segundo outra versão, Capella é a própria cabra que amamentou Júpiter naquela ocasião.

A estrela Capella fica a cerca de 42 anos luz de distância. O Sol fica a 8 minutos-luz de nós, mas Capella é 150 vezes mais brilhante que o Sol. Ela está entre as “Dez Mais” do céu, figurando na sexta posição no ranking das mais brilhantes.
Facilmente visível a olho nu entre as constelações de Touros e Gêmeos, o pontinho de luz de Capella parece querer dizer que vemos apenas um astro. Mas é apenas um disfarce.

Capella é uma componente de um sistema formado por duas estrelas gigantes e amarelas, com massas 2,6 e 2,7 vezes a massa do Sol (uma delas é 9 vezes maior que o Sol e a outra é 12 vezes maior). Elas se movem uma em torno da outra a meros 113 milhões de km (menos que a distância da Terra ao Sol).

Capella (Alfa do Cocheiro)

Cor – Amarela
Classe espectral - G1
Distância (a.-luz) - 42

Luminosidade (Sol=1) - 78,5
Massa (Sol=1) - 2,7
Temperatura superficial - 5.700K
Diâmetro (Sol=1) - 12

O olhar insaciável dos astrônomos (um tipo de repórter dos palcos celestes que usa telescópios em vez de microfones) revelou que ambas percorrem uma órbita quase circular – que por sua vez é o centro de um outro binário: duas pequenas estrelas do tipo anã vermelha, muito distantes do par principal.

As binárias amarelas Capella, em foto do
Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope

Família numerosa
Ou seja, Capella é um sistema estelar múltiplo. Como tantas celebridades, é um caso complicado. Você poderia pensar que são como dois casais, dois adultos e duas crianças bailando num imenso salão. As crianças de mãos dadas dando longas voltas em torno dos adultos, que também dançam de mãos dadas. Uma família feliz...
Mas isso é só “fachada”. Se imaginarmos um modelo em escala reduzida desse sistema, Capella A e Capella B (os adultos) seriam como duas bolas de 33 cm e 18 cm de diâmetro a 3 metros uma da outra. Já as anãs vermelhas C e D (as crianças) teriam apenas 1,8 cm de diâmetro cada, mas estariam afastadas entre si por 125 metros, e distantes nada menos que 33,5 quilômetros de Capella A e B.

Mas não pára por aí. Os astrônomos conhecem outros “filhos” de Capella. Mais 5 estrelas aprisionadas pela gravidade do par principal. Talvez existam outras. Outro fato curioso: os cálculos sugerem uma zona habitável em torno de Capella A e B (também chamadas Capella Aa e Ab).

Veja uma animação interativa em Java™ mostrando as órbitas de Capella Aa e Ab
Outra animação, mostrando agora as órbitas das anãs C e D

Créditos: Center for Astrophysics and Space Astronomy da Universidade do Colorado

Quantos segredos essa celebridade celestial ainda está por nos revelar? Realmente, as coisas nem sempre são o que parecem. No Universo, elas são ainda mais belas e intrigantes.

As colisões de galáxias

2012-08-16T19:20:00.000-03:00

www.zenite.nu?colisoesdegalaxias

JOSÉ ROBERTO V. COSTA

O Universo é tudo para nós

Um dos fenômenos mais formidáveis do Universo são as colisões entre galáxias. Elas envolvem uma quantidade extraordinária de matéria e uma eternidade, na escala humana, para que se concluam.

Existem muitas colisões de galáxias observáveis atualmente. Não podemos assistir a toda uma colisão, mas conhecemos muito bem o mecanismo que a dirige (a gravidade) e observamos ao telescópio inúmeras delas em andamento.

É como ver um único quadro de um filme longa-metragem. De sorte que observamos colisões em vários estágios, o que nos permite reunir os quadros usando computadores, que calculam com rapidez e precisão as interações gravitacionais entre as estrelas.

Podemos fazer o filme inteiro rodar, comprimindo bilhões de anos em segundos. É como capturar um instante da eternidade. Mas afinal o que são as galáxias e o que acontece quando elas colidem?

Uma galáxia é um aglomerado de gás, poeira e centenas de bilhões de estrelas que se mantêm unidas através da força gravitacional. No entanto as estrelas não se amontoam; pelo contrário, ficam afastadas entre si, em média 3 ou 4 anos-luz, ocupando toda a galáxia um espaço de centenas de milhares de anos-luz.

De sorte que observamos colisões em VÁRIOS ESTÁGIOS. Podemos fazer o filme inteiro rodar, comprimindo BILHÕES DE ANOS em segundos

Somos incapazes de conceber tal distância. Nós, que vivemos num mundo com apenas 40.000 km de circunferência e dificilmente precisamos compreender, na prática, o que são mais que algumas dezenas ou centenas de quilômetros.

As imensas nuvens de gás das galáxias são compostas sobretudo hidrogênio e hélio e a poeira é na verdade uma infinidade de partículas sólidas, algumas menores que um grão de sal, outras maiores que uma casa.

O gás pode ser como uma "mortalha" das estrelas que já morreram ou como a "placenta" que envolve aquelas que estão por nascer. Sem mencionar que muitas estrelas devem possuir planetas ao seu redor.

Como tudo no Universo, as galáxias também se movimentam. Mas é de se esperar que estruturas tão gigantescas movam-se relativamente devagar. De fato, para dar uma volta completa em torno de si mesma, nossa galáxia, a Via Láctea, leva 250 milhões de anos, embora viajando a respeitáveis 250 km/s.

A partir de um certo padrão rotativo as galáxias se apresentam sob as mais diferentes formas. Os astrônomos criaram uma classificação especial para a morfologia das galáxias.

Existem galáxias em forma de espiral, como a nossa, galáxias lenticulares, como a bela Sombrero, e ainda galáxias elípticas e irregulares. Uma galáxia produz uma imagem extensa quando fotografada ou observada através de um telescópio. Isso as distingue muito bem das estrelas, que produzem imagens pontuais.

Um encontro ou mesmo a captura de uma galáxia por outra é um evento nada improvável. E disso resulta, muitas vezes, profundas alterações no conjunto da galáxia. Embora dificilmente suas estrelas se choquem.

É que a distância que as separa é muito grande em relação a seus tamanhos, de modo que uma galáxia inteira pode passar por dentro de outra sem que haja um único choque.

Os astrônomos agora encontram evidências de que as colisões entre galáxias podem dominar seus processos de evolução. Galáxias podem colidir, fundindo-se uma a outra, ou simplesmente interagir, quando nesse caso apenas trocam matéria.

Colisão de duas galáxias espirais, NGC 2207 e IC 2163 ©AURA/STScI.

O primeiro caso é o mais violento. Ocorre quando duas galáxias se encontram, mas não têm velocidade suficiente para continuar em movimento e, ao invés disso, "caem" uma sobre a outra várias vezes, formando por fim uma única galáxia em lugar de duas.

E se uma delas for muito grande pode restar pouco modificada após a colisão, ao contrário da outra, praticamente absorvida pela maior. Isto é chamado “canibalismo galáctico”.

Formação de estrelas durante colisão
das galáxias Antena.

Recentemente, o telescópio espacial Hubble enxergou mais de mil "fogos de artifício" acompanhando uma distante colisão de galáxias.

Cada um deles era na verdade uma miríade de novas estrelas, trazida à vida enquanto nuvens de gás se comprimiam violentamente durante o encontro das galáxias Antena (assim chamadas por causa do par de longos filamentos de estrelas que lembram as antenas de um inseto).

As idades desses aglomerados forneceram uma estimativa preciosa do tempo decorrido da colisão. Excelente oportunidade para entender, passo a passo, essa complexa seqüência de eventos.

Estrelas fantásticas–Antares

2012-08-15T14:32:00.001-03:00

Antares (α Scorpii, Alpha Scorpii) é uma estrela gigante vermelha na constelação de Scorpius. É a 16ª estrela mais brilhante do céu noturno (embora às vezes seja considerada a 15ª, se os dois componentes mais brilhantes da estrela Capella forem contados como uma única estrela). Junto com Aldebaran, Spica, e Regulus, Antares é uma das quatro estrelas mais brilhantes próximas da eclíptica (o caminho percorido pelo Sol nos céus, representada pela linha laranja na gravura acima. h). Antares é uma estrela de variabilidade lenta com uma magnitude aparente de +1,09.

Na Bandeira do Brasil Antares representa do estado do Piauí.

Comparação entre Antares e o Sol, que é mostrado como um pequeno ponto no canto superior direito da imagem. O círculo preto é do tamanho da órbita de Marte. A outra estrela é Arcturus.

Antares é uma estrela supergigante de classe M, com um raio de aproximadamente 800 vezes o raio do Sol; se fosse colocada no centro do Sistema Solar, sua parte mais externa se encontraria entre a órbita de Marte e Júpiter. Antares está a aproximadamente 600 anos-luz (180 pc, 1 pc = 3,26156 anos-luz = 31 trilhões de quilometros. h) da Terra.

Sua luminosidade visual é de cerca de 10 000 vezes a do Sol, mas como a estrela irradia uma parte considerável de sua energia na parte infravermelha do espectro, sua luminosidade bolométrica é de 65 000 vezes a solar.

A massa de Antares é de 15 a 18 massas solares. Esse tamanho grande e relativamente pouca massa dão a Antares uma densidade muito pequena.

O tamanho de Antares pode ser calculado usando seu paralaxe e diâmetro angular. O paralaxe de Antares é de 5,40 ± 1,68 mas, e seu diâmetro angular é conhecido a partir de ocultações lunares (41,3 ± 0,1 mas). Isso dá à estrela um raio de 822 ± 80 raios solares.

Antares é uma estrela variável irregular lenta de tipo LC, cuja magnitude aparente varia lentamente de +0,88 a +1,16.

A melhor época do ano para ver Antares é em 31 de maio, quando a estrela está em oposição com o Sol. Nesse momento, a estrela é visível a noite inteira. Por duas a três semanas do final de novembro, Antares não é visível totalmente devido ao brilho do Sol. Esse período de invisibilidade é maior no hemisfério norte do que no hemisfério sul, uma vez que a declinação da estrela é ao sul do equador celeste.

Componente B

Antares tem uma estrela companheira, Antares B, que tem classe espectral B2.5 e está a 2,9 segundos de arco, ou 550 UA (1UA = 150 milhões de km que é a distáncia da Terra ao Sol.h), do componente principal. Com uma magnitude de 5,5, Antares B tem somente 0,37% da luminosidade de Antares A, porém é 170 vezes mais brilhante que o Sol. Normalmente é difícil ver Antares B com um telescópio pequeno devido ao brilho de Antares A, mas torna-se fácil ver as duas estrelas com um telescópio com abertura de pelo menos 150 mm. A companheira é frequentemente descrita como verde, mas isso provavelmente é um efeito de contraste.

Antares B pode ser observado com um telescópio pequeno por poucos segundo durante ocultações lunares enquanto Antares A está escondida pela Lua. Isso foi descoberto por Johann Tobias Bürg durante uma ocultação em 13 de abril de 1819.

A órbita de Antares B é pouco conhecida, com um período orbital estimado em 878 anos.

Posição na eclíptica

Antares é uma estrelas de magnitude 1 que está a menos de 5° da eclíptica e que podem ser ocultadas pela Lua e raramente por outros planetas. Em 31 de julho de 2009, Antares foi ocultado pela Lua. O evento foi visível em grande parte do sul da Ásia e no Oriente Médio. Todo ano por volta de 2 de dezembro o Sol passa a 5° de Antares.

Antares na cultura humana

O nome Antares é derivado de Anti-Ares (Anti-Marte), pois Antares se assemelha em sua cor avermelhada e brilho a Marte, rivalizando com o planeta.
É conhecida como uma das quatro estrelas guardiãs do céu dos Persas em 3000 a.C.

Outras denominações

α Scorpii, 21 Sco, Cor Scorpii, Kalb al Akrab, Scorpion's Heart, Vespertilio, HR 6134, CD -26°11359, HD 148478, SAO 184415, FK5 616, WDS 16294-2626, CCDM J16294-2626A/B, HIP 80763.

A estranha órbita de Mercúrio

2012-07-04T14:33:00.001-03:00

Astronomia no Zênite

JOSÉ ROBERTO V. COSTA (O Universo é tudo para nós)

Em meados do século XIX alguns cientistas estavam intrigados com a estranha órbita do planeta Mercúrio, que parecia ela própria girar em torno do Sol, como se o planeta fosse uma conta dentro de um bambolê, girando na cintura de uma menina.

Em 1860 o matemático francês Urbain Le Verrier sugeriu que o problema poderia ser resolvido se fosse considerada a existência de um planeta movendo-se entre Mercúrio e o Sol. Indiretamente ele se referia a uma carta que havia recebido no ano anterior de um talentoso astrônomo amador chamado Lescarbault, que relatava ter visto um corpo celeste realizando um trânsito solar.

Diz-se que acontece um trânsito quando um astro passa na frente ao Sol. Quando a Lua transita à frente do Sol, ocorre um eclipse solar.

Mas isso porque a Lua está próxima o bastante para encobrir o astro-rei. Na maioria das vezes, os trânsitos só podem ser observados por astrônomos experientes, pois exige a delicada (e perigosa) tarefa de olhar na direção do Sol.

Somente os planetas Mercúrio e Vênus realizam trânsitos, porque suas órbitas são internas à órbita da Terra. Esses trânsitos são eventos raros e bastante aguardados, exigindo também cuidados especiais na sua observação.

Jornada para Vulcano

A PARTIR DOS RELATOS DE LESCARBAULT, Le Verrier estimou que a massa do suposto planeta seria da ordem de 1/17 da massa de Mercúrio. Não era suficiente para explicar o estranho comportamento da órbita de Mercúrio.

Assim mesmo Le Verrier se apaixonou pela idéia de um planeta intra-mercuriano e o chamou de Vulcano, o deus do fogo na Mitologia grega.

Em 1860, Le Verrier mobilizou toda comunidade científica francesa para acompanhar um eclipse total do Sol. Era uma chance de observar Vulcano nas vizinhanças da estrela. Mas nada foi visto. Outros eclipses solares voltaram a acontecer, e nada.

Houve também estranhos relatos de trânsitos. Às vezes eram vários pequenos corpos que de uma só vez desfilavam na frente do Sol, fazendo Le Verrier pensar que somadas todas aquelas massas estaria o valor esperado para solucionar o problema da órbita de Mercúrio.

Mentes que brilham

COM O TEMPO AS BUSCAS PERDERAM O RITMO, mas serviram para estimular a criatividade de mentes curiosas, como a de um jovem alemão que em 1916 publicou uma nova teoria com a qual, entre outras coisas, explicava satisfatoriamente o estranho movimento da órbita de Mercúrio sem a necessidade de um planeta intra-mercuriano.

Seu nome era Albert Einstein e suas idéias ficaram conhecidas como a Teoria Geral da Relatividade. Mas ainda restava uma pergunta: o que viram, afinal, Lescarbault e outros talentosos pesquisadores? Nunca houve motivos para duvidar da confiabilidade de suas observações.

Presume-se que eles tenham visto asteróides. Naquela época ainda não se sabia da existência de asteróides que passam pelo interior da órbita da Terra, e é possível que se tenha observado o trânsito desses corpos.
Hoje se sabe que até mesmo cometas em curso de colisão com o Sol podem causar um mal-entendido, como aconteceu no início da década de 1970, quando Mercúrio voltou a despertar atenção no meio científico. Mas essa é uma outra história...

Uma lua para Mercúrio?

Tudo começou em 31 de março de 1974, dois dias depois que a nave Mariner 10 sobrevoou o planeta Mercúrio. Foi quando seus instrumentos captaram uma emissão de radiação ultravioleta (UV) onde simplesmente "não era certo estar lá". No dia seguinte ela se foi. Mas antes que se pensasse em falha nos instrumentos ela reapareceu vinda de outra direção.

A Mariner 10 captou misteriosas emissões de UV.

Alguns cientistas pensaram que a fonte poderia ser uma estrela. O Sol e as outras estrelas emitem UV em abundância; é este tipo de radiação que mesmo filtrada pela nossa atmosfera causa queimaduras na pele de banhistas desprevenidos.

Mas era sabido que a radiação UV não pode penetrar muito no meio interestelar e além disso a fonte parecia ter mudado de lugar, o que sugeria que estava próxima. Um pequeno astro, escuro e muito próximo de Mercúrio poderia estar refletindo a radiação UV do Sol para a Mariner. Teria Mercúrio uma lua?

Concepção artística de Mercúrio e sua lua.

Mal entendido

CALCULOU-SE QUE O MISTERIOSO OBJETO movia-se a cerca de 4 km/s, uma velocidade razoável para um satélite. Deveria a suposta lua ser anunciada ao público?

Era tarde demais, a imprensa já sabia e alguns jornais da época publicaram empolgantes histórias sobre a misteriosa lua invisível de Mercúrio. Mas a ciência é excitante justamente por ser real. Os cientistas não devem se deixar levar pelo desejo, tampouco são vendedores de histórias. Eles tinham de ser mais cautelosos.

Jamais se localizou a suposta lua de Mercúrio. Mas o fim desta história marcou o início de um novo capítulo para a Astronomia. Pois numa coisa os cientistas de fato se enganaram: a radiação UV não era absorvida pelo meio interestelar como eles imaginavam e os modernos instrumentos da Mariner provaram isso.

Na direção de onde provinha aquelas emissões, porém muito além do Sistema Solar, estavam poderosas fontes de UV. O mal entendido estava, afinal, resolvido.

Um segundo sol

2012-07-02T16:10:00.000-03:00

Revista Pesquisa Fapesp

Astro da constelação do Dragão é cópia quase perfeita do objeto celeste que ilumina a Terra

MARCOS PIVETTA

A estrela mais parecida com o Sol acaba de passar por uma bateria de exames refinados. O espectrômetro de alta resolução do Observatório Keck, no Havaí, decompôs a luz do astro em suas cores constituintes e essas formas de emissão eletromagnética foram, uma a uma, comparadas com as do Sol. Os resultados confirmaram as suspeitas do primeiro diagnóstico da estrela, realizado há cinco anos pelo astrofísico peruano Jorge Meléndez, então na Universidade Nacional da Austrália e hoje no Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade São Paulo (IAG-USP). A HIP 56948 é realmente a melhor gêmea solar que se conhece. A massa, a temperatura superficial, o raio, o brilho, a composição química, enfim, os principais parâmetros da estrela são praticamente idênticos aos do Sol. “As diferenças nas medidas entre as duas estrelas estão dentro de margens de erro bastante aceitáveis”, diz Meléndez, que estuda o astro com apoio de um projeto financiado pela FAPESP. “Perto da HIP 56948, as outras gêmeas são apenas primas distantes do Sol.”

A gêmea solar está localizada no hemisfério celestial norte, na constelação do Dragão, a meio caminho entre as estrelas Alpha Ursa Majoris e a Polar, esta última famosa por ser usada desde a Antiguidade como guia para os navegantes. A HIP 56948, às vezes chamada de HD 101364, se encontra a 200 anos-luz, algo como 12,6 milhões de vezes mais distante da Terra do que o Sol. Antes do primeiro estudo comparativo entre a HIP 56948 e o Sol realizado em 2007, a melhor candidata a clone de nossa estrela-mãe era a 18 Scorpii, situada na constelação boreal de Escorpião. Distante 45 anos-luz da Terra, essa estrela foi descrita como gêmea solar em 1997 pelo astrofísico Gustavo Porto de Mello, da Universidade Federal do Rio de Janeiro (UFRJ). “Estamos construindo uma pequena tradição no Brasil de estudar gêmeas”, afirma Porto de Mello, que não participou do trabalho sobre a estrela da constelação do Dragão.

© DRüM
Além das semelhanças físicas e químicas com o Sol, os testes com a HIP 56948 revelaram outra característica interessante de seus arredores. As condições em torno do astro parecem ser compatíveis com a existência de um conjunto de planetas com arquitetura similar à do sistema solar, onde pequenos mundos rochosos se situam mais perto da estrela e grandes planetas gasosos ocupam a zona mais periférica. Esse aparente ponto em comum com o Sol torna, em tese, a HIP 56948 uma boa candidata a abrigar em sua vizinhança planetas como a Terra, apesar de ainda não ter sido descoberto nenhum mundo extrassolar em seu entorno. As conclusões fazem parte de um estudo coordenado pelo astrofísico da USP e aceito para publicação na revista científica Astronomy & Astrophysics.

Não há uma definição completa do que seja uma gêmea solar. Até que ponto uma estrela precisa ser igual ou muito semelhante ao Sol para receber essa designação é uma questão em aberto. Algumas estrelas são parecidas com o Sol quando se analisam certos parâmetros, mas distintas sob outros aspectos. À medida que os astrofísicos obtêm dados mais detalhados sobre as estrelas, as similaridades e distinções ficam mais evidentes. Por questão de praticidade e devido a limitações da instrumentação atualmente disponível, a procura por gêmeas solares se concentra numa área do céu situada a no máximo 300 anos-luz da Terra, onde, de acordo com projeções dos astrofísicos, deve haver algumas dezenas de gêmeas solares. Essa zona equivale a uma parte ínfima do Universo. Mas é preciso começar a busca pelo que está mais à mão.

No caso da HIP 56948 e do Sol, os pontos em comum entre os dois astros são impressionantes. A comparação de uma série de parâmetros importantes provoca uma espécie de empate técnico entre as estrelas. A massa da HIP 56948 é, por exemplo, apenas 2% maior do que a do Sol, dentro da margem de erro da medição feita por Meléndez e seus colaboradores, também de 2%. Seu raio atinge 687 mil quilômetros, 1,3% menor do que o do Sol. A temperatura média na superfície das estrelas – em sua camada mais externa, que lhes dá o tom amarelado – é quase a mesma. Difere em 0,3%. A da gêmea solar é 5.521 °C, 17 °C superior à da Sol. Para efeito de comparação, a temperatura da 18 Scorpii, a segunda gêmea mais parecida com o Sol, é 54 °C maior que de nossa estrela-mãe. A diferença de brilho real da HIP e do Sol é quase imperceptível. A gêmea é 1,4% menos luminosa.

© DRüM
Apesar de todos esses traços quase idênticos, as duas estrelas apresentam uma diferença de idade significativa, de aproximadamente 1 bilhão de anos segundo os cálculos mais recentes dos pesquisadores. É como se fossem gêmeas, só que de gerações distintas. O Sol tem 4,57 bilhões de anos. A HIP 56948, 3,52 bilhões. “Isso não é ruim de forma alguma”, diz o astrofísico Ivan Ramirez, da Universidade do Texas, outro autor do artigo. “Dessa forma, podemos estudar como era a evolução do Sol há 1 bilhão de anos.” Há um problema extra no que diz respeito a esse parâmetro. “Determinar a idade de uma estrela é algo notoriamente difícil”, pondera Martin Asplund, da Universidade Nacional da Austrália, outro astrofísico que assinou o trabalho na A&A. “Pode ser que a HIP 56948 tenha quase a mesma idade do Sol.” Ou seja até mais velha do que nossa estrela-mãe, ideia defendida em outros estudos científicos, inclusive num paper mais antigo de Meléndez que, no entanto, se baseava em dados de qualidade inferior. A margem de erro para esse parâmetro é bem maior do que para outras propriedades estelares.

A HIP 56948 exibe uma assinatura química similar em grande medida à peculiar composição do Sol, menos rico em certos metais quando comparado a outros tipos de estrelas. A gêmea solar também possui uma deficiência de certos elementos, como níquel e ferro, embora num grau entre 2% e 3% menos acentuado do que o de nossa estrela. Uma corrente de astrofísicos, entre eles o pesquisador da USP, acredita que o déficit de alguns metais na composição do Sol possa estar ligado ao processo de formação dos planetas ao seu redor. Para os adeptos dessa interpretação, uma parcela do material presente na nuvem primordial de gás que deu origem ao Sol condensou-se na forma de poeira e posteriormente originou as estruturas maiores que formaram os planetas, sobretudo os rochosos (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte). Dessa forma, segundo essa linha de raciocínio, nossa estrela “perdeu” uma fração de sua matéria-prima para dar origem aos planetas do seu entorno. Por isso acabou com uma quantidade menor de alguns metais em relação ao padrão usual de ocorrência desses elementos em estrelas.

Se essa hipótese estiver correta, a melhor gêmea solar conhecida pode ser a casa de um sistema planetário análogo ao nosso. “Especulamos que talvez a HIP 56948 tenha um sistema planetário gêmeo ao do Sol”, afirma Meléndez. Por ora, os pesquisadores não encontraram nenhum mundo gigante e gasoso, do tipo Júpiter, nas órbitas mais próximas ou na chamada zona habitável ao redor da estrela, a região em que, devido às condições locais de temperatura, poderia, em tese, florescer formas de vida nos moldes da existente na Terra. Na busca por novos mundos em torno da estrela, foram usados dados dos observatórios americanos Keck, no Havaí, e McDonald, no Texas.

A notícia parece ruim, mas é boa. Se houvesse um enorme planeta gasoso nas proximidades da HIP 56948, a chance de existir por ali um pequeno mundo rochoso, como a Terra, seria quase nula. Devido ao jogo das interações gravitacionais, planetas de porte avantajado, quando situados nos arredores de sua estrela, tendem a provocar a destruição dos mundos menores, que são empurrados para fora do sistema ou para o escaldante interior do astro luminoso. Portanto, não terem encontrado um Júpiter quente, como são chamados os mundos gasosos situados nas zonas cálidas próximas das estrelas, foi motivo de alívio para os pesquisadores.

O método usado para procurar planetas nos arredores da gêmea solar foi o da velocidade radial, a mais tradicional técnica usada para esse fim desde meados dos anos 1990, quando se descobriu o primeiro mundo extrassolar. Desde então, a maioria dos quase 700 exoplanetas conhecidos foi identificada por meio desse recurso. A velocidade radial mede o efeito gravitacional exercido periodicamente por um planeta ao passar muito perto de sua estrela. Grosso modo, a presença do planeta faz a estrela sofrer oscilações ou perturbações em sua órbita. Quanto maior o mundo ao seu redor, maior o chacoalhão sentido pela estrela. “Com a instrumentação atual, só conseguiríamos detectar um planeta 10 vezes maior do que a Terra”, comenta Meléndez, que recentemente obteve o direito de usar por 88 noites as instalações do Observatório Europeu do Sul (ESO), no Chile, para observar gêmeas solares.

As novas medições ratificaram o status da HIP 56948 como o astro conhecido mais parecido com o Sol. Num quesito, no entanto, a 18 Scorpii, a estrela que fora destronada cinco anos atrás pela HIP 56948 da condição de melhor gêmea solar, se mostra mais semelhante ao Sol. “Não há uma estrela que seja um clone perfeito do Sol. Em função dos parâmetros que adotamos como referência, uma ou outra estrela pode ser mais similar ao Sol”, afirma o astrofísico José Dias do Nascimento Jr, da Universidade Federal do Rio Grande do Norte (UFRN), outro especialista em gêmeas solares. “Se, por exemplo, levarmos em conta basicamente as características do campo magnético, a 18 Scorpii é mais parecida com o Sol do que a HIP 56948.”

Nossa estrela tem um ciclo magnético mais ou menos regular. A cada 11 anos, o Sol entra num período de máxima atividade, marcado pelo aparecimento de um número maior de manchas em sua superfície, vistosas ejeções de matéria de sua corona (o equivalente à sua “atmosfera”) e explosões variadas. Os picos de atividade solar são tão fortes que mexem com a vida na Terra. O clima pode se alterar e as comunicações por satélite e as redes de transmissão de eletricidade podem sofrer interrupções. O ciclo magnético da 18 Scorpii, cuja idade estimada de 4,2 bilhões de anos é bastante próxima à do Sol, é da ordem de sete anos. “Ela ainda é uma gêmea solar notável”, diz Gustavo Porto de Mello, da UFRJ.

Ainda não se sabe qual é o padrão de atividade energética da HIP 56948, cujos estudos começaram há menos tempo. É possível que seu ciclo magnético tenha uma periodicidade de cinco a 10 anos. “Se a atividade magnética na HIP 56948 for extremamente intensa, a chance de haver planetas com boas
condições de vida em torno da estrela são menores”, afirma Nascimento Jr. No entanto, segundo Meléndez, dados preliminares sugerem que esse parâmetro da HIP 56948 é similar ao do Sol. “No fundo, estamos tentando descobrir se estrelas muito parecidas com o Sol tendem a produzir sistemas planetários como o nosso. Se essa relação realmente existir, encontrar gêmeas solares pode ser uma forma de descobrir planetas similares à Terra”, diz Porto de Mello.

Artigo científico
MELÉNDEZ, J. et al. The remarkable solar twin HIP 56948: a prime target in the quest for other Earths. Astronomy & Astrophysics. No prelo, 2012.

O Projeto

Influência da formação de planetas na composição química de estrelas do tipo solar – nº 2010/17510-3

Modalidade

Auxílio Regular a Projeto de Pesquisa

Coordenador

Jorge Meléndez – IAG-USP

Investimento

R$ 184.263,76 (FAPESP)

Proximidade de planetas impressiona astrônomos

2012-06-26T14:06:00.001-03:00

Redação do Site Inovação Tecnológica

Nenhum dos dois planetas tem condições de habitabilidade, mas esta ilustração artística dá uma boa ideia do cenário que se teria com um vizinho tão grande e tão próximo.[Imagem: Eric Agol]

"Lua" azul

Lembre-se da magnitude e da beleza da Lua Cheia nascendo.

Agora imagine que, em vez da Lua, surja no céu um planeta azul, só que três vezes maior.

Esse é cenário que ocorre no inusitado sistema planetário Kepler-36, que acaba de ser descoberto pelos astrônomos.

A estrela é parecida com o Sol, só que bem mais velha.

O Kepler-36b é um planeta rochoso, com 1,5 vez o tamanho da Terra e pesando 4,5 vezes mais. Ele orbita a estrela a cada 14 dias, a uma distância de 17,7 milhões de km.

O segundo planeta, o Kepler-36c, é um gigante gasoso, parecido com Netuno. Ele é 3,7 vezes maior do que a Terra e pesa 8 vezes mais. Ele orbita a estrela a cada 16 dias, a uma distância de 19,3 milhões de km.

Ou seja, são os dois planetas mais próximos já descobertos até hoje.

Esta visualização, bem mais realística, mostra o intenso vulcanismo induzido no planeta rochoso pelas marés gravitacionais, geradas pela aproximação extrema dos dois planetas. [Imagem: David A. Aguilar (CfA)]

Conjunção

Os dois têm uma conjunção a cada 97 dias, quando ficam separados por menos do que 5 vezes a distância entre a Terra e a Lua.

Como o Kepler-36c é muito maior do que a Lua, do ponto de vista do rochoso Kepler-36b ele aparece em uma visão espetacular.

Coincidentemente, do ponto de vista inverso - olhando o planeta rochoso a partir do gigante gasoso - o vizinho aparece do tamanho da Lua Cheia.

Não é um mundo para se viver.

Em primeiro lugar porque são dois planetas com temperaturas extremas.

Além disso, a aproximação gera gigantescas marés gravitacionais, que comprimem e esticam os dois planetas.

Ainda não há uma teoria para explicar como o gigante gasoso pode se manter tão perto da estrela - no Sistema Solar, os gigantes gasosos ficam muito afastados da estrela.

Bibliografia:
Kepler-36: A Pair of Planets with Neighboring Orbits and Dissimilar Densities
Joshua A. Carter et al.
Science
Vol.: Published Online
DOI: 10.1126/science.1223269

Físicos propõem existência de Universo paralelo

2012-06-19T16:41:00.001-03:00

Joan Robinson

O desaparecimento repentino de nêutrons, que não pode ser explicado pela física atual, pode ser o sinal da existência de um universo-espelho. [Imagem: Andrey Prokhorov/Site Inovação Tecnológica]

Partículas-espelho

Uma anomalia no comportamento de partículas subatômicas comuns pode ser o sinal da existência de partículas-espelho, que transitam entre o nosso Universo e um universo paralelo.

O fenômeno também poderia oferecer uma explicação para a matéria escura, como hoje os cientistas chamam um ponto de interrogação que representa a massa que parece estar faltando no Universo.

Dois cientistas italianos usaram a hipótese da existência das partículas-espelho para explicar uma anomalia nos experimentos, onde os nêutrons parecem desaparecer.

A existência dessa matéria-espelho tem sido sugerida em vários contextos científicos nos últimos tempos, incluindo a procura de candidatos adequados para explicar a matéria escura.

Os físicos Zurab Berezhiani e Fabrizio Nesti, da Universidade de L'Aquila, reanalisaram os dados experimentais obtidos pelo grupo de pesquisa de Anatoly Serebrov, no Instituto Laue-Langevin, França.

Mistério dos nêutrons que desaparecem

Eles mostraram que a taxa de perda de nêutrons livres muito lentos parece depender da direção e da intensidade do campo magnético aplicado.

Essa anomalia não pode ser explicada pela física conhecida.

Os cientistas acreditam que a perda de nêutrons pode ser interpretada à luz de um mundo paralelo hipotético formado por partículas-espelho.

Os nêutrons parecem estar oscilando na fronteira entre dois universos paralelos, indo e voltando de um para o outro. [Imagem: Berezhiani/Nesti]

Cada nêutron teria a capacidade de fazer uma transição para esse seu gêmeo invisível, e voltar, oscilando de um mundo para o outro.

A probabilidade dessa transição foi calculada como sendo dependente da presença de campos magnéticos.

Assim, o mundo invisível das partículas-espelho poderia ser detectado experimentalmente.

Essa oscilação nêutron-espelho-nêutron pode ocorrer em uma escala temporal de poucos segundos, segundo os pesquisadores.

Matéria escura

A possibilidade desse desaparecimento rápido de nêutrons - muito mais rápido do que o decaimento de nêutrons, com seus 10 minutos de duração - embora surpreendente, não pode ser excluído pelos atuais limites experimentais e astrofísicos.

Esta interpretação é sujeita à condição de que a Terra possui um campo magnético espelho da ordem de 0,1 Gauss.

Tal campo pode ser induzido por partículas-espelho flutuando na galáxia - algo como a matéria escura.

Hipoteticamente, a Terra poderia capturar a matéria-espelho por meio de interações fracas entre as partículas comuns e as partículas desses mundos paralelos.

Bibliografia:
Magnetic anomaly in UCN trapping: signal for neutron oscillations to parallel world?
Zurab Berezhiani, Fabrizio Nesti
European Physical Journal C
Vol.: 72, Number 4 (2012)
DOI: 10.1140/epjc/s10052-012-1974-5

Pulsar superpesado desafia teoria de Einstein

2012-06-19T13:32:00.001-03:00

Com informações da New Scientist

Pulsares são corpos celestes que giram muito rapidamente, uma espécie de farol espacial, com diferença que, enquanto os faróis marítimos emitem um feixe de luz, o pulsar emite um feixe de ondas de rádio. [Imagem: David A. Aguilar (CfA)/NASA/ESA]

Farol cósmico

A lista dos objetos mais densos do Universo acaba de ganhar um novo campeão verdadeiramente peso-pesado.

Astrônomos identificaram um pulsar do tamanho de uma pequena cidade do interior, mas pesando o equivalente a 2,04 vezes a massa do Sol - o recorde anterior era de 1,97 massa solar.

Isso tornaria o J0348+0432 um candidato ideal para testar a teoria da gravidade de Einstein, não fosse o fato de que sua mera existência faz a teoria de Einstein tremer nas bases.

Eles são essencialmente estrelas de nêutrons muito pequenas e muito densas.

Os pulsares mais rápidos compõem sistemas binários com uma estrela ou uma anã-branca - ele aumenta sua velocidade roubando matéria de sua companheira. Depois de bilhões de anos, os dois acabam colidindo e se fundindo.

Ondas gravitacionais

Segundo a teoria da relatividade geral de Einstein, que descreve como a gravidade funciona, os dois corpos induzem ondulações muito fortes no espaço-tempo - as chamadas ondas gravitacionais.

Até hoje ninguém conseguiu observar uma onda gravitacional, mas os cientistas consideram muito fortes os indícios de que elas existam de fato.

O pulsar superpesado agora encontrado emite seu feixe de ondas de rádio a cada 39 milissegundos, fazendo par com uma pequena estrela, com 0,172 massa solar.

Isso torna o binário particularmente interessante para estudar a gravidade, devido à diferença de massa entre os dois. Algumas teorias alternativas da gravidade preveem que, em uma situação dessas, devem existir efeitos gravitacionais ocorrendo no interior do pulsar que não ocorreriam na pequena estrela companheira.

Se essas teorias estiverem corretas, a distância entre os dois objetos deve diminuir mais rapidamente do que aconteceria se o comportamento gravitacional puder ser explicado unicamente pela teoria de Einstein.

Especulações

Mas talvez nem seja preciso esperar por essas medições, já que só o volume extra do pulsar pode ser um problema para a relatividade geral.

Os pulsares empacotam suas massas solares em uma bola de não mais do que 20 ou 24 km de diâmetro.

As teorias que estudam o colapso dos átomos preveem que as estrelas de nêutrons não poderiam se espremer muito mais do que isso, ou colapsariam inteiras, transformando-se em um buraco negro.

"Se o próximo detentor do recorde se mostrar significativamente acima de 2 massas solares, então vamos ter que voltar à prancheta... possivelmente pensando em modificações na relatividade geral," afirma Feryal Ozel da Universidade Estadual do Arizona em Tucson.

Ozel está aguardando novas medições, que irão reduzir a incerteza sobre a massa do novo pulsar antes de ficar preocupada, "mas 2,04 massas solares está chegando ao ponto em que vamos precisar verificar tudo," disse ela.

Por que nossas supernovas não explodem?

2012-06-18T16:03:00.000-03:00

Patrick Barry - Science@NASA

Um modelo feito em um supercomputador do núcleo de uma supernova em rápida rotação entrando em colapso. As observações dos remanescentes de supernovas reais, a serem feitas pelo NUSTAR, fornecerão dados vitais para estes modelos.[Imagem: Fiona Harrison/Caltech]

Espetáculo fracassado

Uma velha estrela gigantesca está prestes a morrer de uma morte espetacular. Conforme o seu combustível nuclear se esgota, ela começa a entrar em colapso sob seu próprio peso colossal.

A pressão de esmagamento no interior da estrela dispara, desencadeando novas reações nucleares, preparando o palco para uma explosão espetacular.

E então ... nada acontece.

Pelo menos é isso o que os supercomputadores têm dito aos astrofísicos durante décadas. Muitos dos melhores modelos de computador de explosões de supernovas simplesmente não geram uma explosão. Em vez disso, de acordo com as simulações, a gravidade vence, e a estrela simplesmente entra em colapso, sem nenhuma explosão.

Humildade

"Nós realmente ainda não compreendemos como as supernovas de estrelas massivas funcionam", diz Fiona Harrison, uma astrofísica do Instituto de Tecnologia da Califórnia. A morte de estrelas relativamente pequenas é muito melhor compreendida pelos cientistas, mas para as estrelas maiores - aquelas com mais de 9 vezes a massa do nosso Sol - a física simplesmente não tem respostas.

Alguma coisa deve ajudar o empurrão para fora da radiação, além de outras pressões, a superar a pressão para dentro exercida pela gravidade. Para descobrir o que esse "algo" é, os cientistas precisam de examinar o interior de uma supernova real, no momento que ela está explodindo - o que não é uma coisa muito fácil de se fazer!

Concepção artística do telescópio NUSTAR. A óptica de focalização dos raios X exige distâncias focais longas - daí o mastro telescópico de 10 metros, que se estenderá após o lançamento. [Imagem: NASA]

Telescópio de raios X

Mas é exatamente isso que Harrison pretende fazer com um novo telescópio espacial que ela e seus colegas estão desenvolvendo, chamado NUSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array - telescópio de espectroscopia nuclear).

Depois que ele for lançado em 2011, a bordo de um foguete Pegasus, o NUSTAR dará aos cientistas uma visão sem precedentes dos raios X de alta energia vindos daquilo que restou das supernovas, buracos negros, blazares e outros fenômenos cósmicos extremos.

O NUSTAR será o primeiro telescópio espacial capaz de realmente focalizar esses raios X de alta energia, produzindo imagens aproximadamente 100 vezes mais nítidas do que as que se pode captar com os telescópios atuais.

Usando o NUSTAR, os cientistas vão procurar pistas sobre as condições existentes no interior das estrelas que explodiram e que ficaram gravadas no padrão de elementos espalhados por toda a nebulosa que se forma depois que a estrela explode.

Titânio

"Você não tem a oportunidade de assistir a essas explosões muito frequentemente, daquelas que estejam próximas o suficiente para serem estudadas em detalhe," diz Harrison. "O que podemos fazer é estudar os detritos. A composição e a distribuição do material nesses remanescentes dizem muita coisa sobre a explosão."

O telescópio NUSTAR irá mapear a distribuição de titânio-44 em remanescentes de supernovas, como a Cassiopeia A, para procurar evidências de assimetrias. [Imagem: Chandra X-Ray Observatory]

Um elemento em particular é de grande interesse: o titânio-44.

A criação desse isótopo de titânio por meio de fusão nuclear requer uma combinação bem precisa de energia, pressão e matérias-primas. Dentro da estrela que está colapsando, esta combinação ocorre a uma profundidade que é muito especial. Qualquer coisa abaixo dessa profundidade irá sucumbir à gravidade e retrair-se para formar um buraco negro. Qualquer coisa acima dessa profundidade será ejetada na explosão.
O titânio-44 está exatamente nesse limite de profundidade.

Desta forma, o padrão de como o titânio-44 se espalha pela nebulosa pode revelar muito sobre o que aconteceu naquele limiar crucial durante a explosão. E, com essa informação, os cientistas podem ser capazes de descobrir o que há de errado com as suas simulações de computador.

Assimetrias

Alguns cientistas acreditam que os modelos de computador são simétricos demais. Até recentemente, mesmo com os mais poderosos supercomputadores, os cientistas só eram capazes de simular uma fatia unidimensional de uma estrela. Eles simplesmente assumiam que o resto da estrela se comporta da mesma forma, fazendo a implosão simulada acontecer da mesma forma em todas as direções radiais.

Mas e se esse pressuposto estiver errado?

"As assimetrias podem ser a chave," diz Harrison. Em um colapso assimétrico, forças expansivas poderiam irromper em alguns lugares, mesmo se o esmagamento da gravidade estiver sendo avassalador em outros.

Na verdade, mais recentemente, simulações bidimensionais sugeriram que as assimetrias poderiam ajudar a resolver o mistério da "supernovas que não explodem".

Se o NUSTAR descobrir que o titânio-44 está espalhado de forma desigual, isto seria uma evidência de que as próprias explosões foram assimétricas, explica Harrison.

Óptica Wolter

Para detectar o titânio-44, o NUSTAR precisa ser capaz de focalizar os raios X de alta energia. O titânio-44 é radioativo e, quando ele decai, libera raios gama com uma energia de 68 quilo-elétron-volts (keV). Os telescópios de raios X atuais, como o Chandra, só conseguem focalizar raios X até cerca de 15 keV.

Lentes normais, na verdade, não são nem mesmo capazes de focalizar raios X, porque o vidro curva apenas muito ligeiramente os raios X. Assim, para uma lente de vidro poder curvar os raios X o suficiente para dirigi-los, ela teria que ser tão grossa que ela na verdade absorveria os raios X.

Os telescópios de raios X usam um tipo totalmente diferente de lente. Chamada de óptica Wolter-I, essas lentes consistem em vários invólucros cilíndricos, cada um ligeiramente menor do que o outro, postos uns dentro dos outros. O resultado parece um pouco com as camadas de uma cebola cilíndrica (se existisse tal coisa), com pequenos intervalos entre as camadas.

A "rota de luz" dos raios X da câmera EPIC do telescópio XMM-Newton, uma óptica Wolter-I com um desenho semelhante ao utilizado pelo NUSTAR. [Imagem: ESA/ESTEC]

Os raios X que atingem a lente passam entre essas camadas, que guiam os raios X para a superfície focal. Não se trata exatamente de uma lente, em termos estritos, porque os raios X se refletem nas superfícies, em vez de atravessar-lhes, como acontece com a luz que passa por uma lente de vidro. Mas o resultado final é o mesmo.

Raios inexplorados

A óptica Wolter-I do NUSTAR tem um revestimento especial, com precisão atômica, que permite que suas camadas reflitam os raios X com energias de até 79 keV.

Harrison e seus colegas passaram anos aperfeiçoando as delicadas técnicas de fabricação para conseguir fazer essas camadas com tamanha precisão. Juntamente com um novo sensor capaz de tolerar essas altas energias, estas camadas finamente trabalhadas são o que permitirá o NUSTAR fotografar esses raios X de alta intensidade até hoje relativamente inexplorados.

E as descobertas não vão se limitar às supernovas. Os raios X de alta energia são emitidos por muitos dos fenômenos mais extremos do Universo, incluindo os buracos negros e os blazares - corpos celestes com uma fonte de energia extremamente compacta e altamente variável.

O NUSTAR nos dará uma nova janela para essa faceta tão extrema do Universo.