Antimatéria nas Supernovas
Traduzido de Antimatter Supernova
Indícios de um novo tipo de explosão estelar a 7 bilhões de anos atrás.
11 de janeiro de 2010
Por Phillip F. Schewe
Inside Science News Service
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Esta imagem em mosaico, uma das maiores obtidas do Telescópio Espacial Hubble da NASA da Nebulosa do Caranguejo, mostra os remanescentes da explosão de uma supernova que cobrem uma área com seis anos-luz de largura. Astônomos japoneses e chineses testemunharam este evento violento, a cerca de 1.000 anos em 1054. Os filamentos alaranjados são os restos rotos da estrela e consistem principalmente de hidrogênio. A estrela de nêutrons, que gira muito rápido, encaixada no centro da nebulosa, é o dínamo que alimenta o estranho brilho azulado no interior da nebulosa. A luz azul vez de elétrons rodopiando quase à velocidade da luz em torno de linhas de campo magnético vindos da estrela de nêutrons. A estrela de nêutrons, o núcleo extra adensado da estrela que explodiu, ejeta jatos gêmeos de radiação, como um farol, que parecem pulsar 30 vezes por segundo por causa da rotação da estrela de nêutrons. As cores da imagem indicam diferentes elementos que foram expelidos durante a explosão. O azul nos filamentos na parte externa da nebulosa representam o oxigênio neutro, o verde é o enxofre mono-ionizado e o vermelho representa o oxigênio bi-ionizado.. Crédito: NASA, ESA, J. Hester (Arizona State University) |
WASHINGTON
(ISNS) – Astrônomos reunidos em um congresso em Washington na semana passada anunciaram que uma recente busca por brilhantes explosões estelares – comumente chamadas de supernovas – achou algo muito incomum: antimatéria.
Usualmente as estrelas como nosso Sol são alimentadas por reações de fusão onde o núcleo de dois átomos se fundem para formar um núcleo mais pesado. Em Y-155,
uma estrela na constelação de Cetus (a Baleia), os astrônomos discutem sobre a ocorrência de outro processo: a criação e aniquilação de partículas de antimatéria.
Em todas as estrelas ocorre uma luta titânica entre a gravidade, que quer reunir toda a matéria na direção do centro da estrela, e a pressão das interações nucleares, que tendem a inflar a estrela como um balão. Somente quando a estrela gasta todo seu combustível, fazendo com que as reações nucleares diminuam de ritmo, a gravidade começa a vencer. O resultante colapso gravitacional é o que faz a estrela explodir. Quando uma estrela morre desta forma, como uma supernova, ela frequentemente espelha matéria pelo espaço e pode se tornar mais brilhante do que toda sua galáxia hospedeira, pelo menos por um curto período de tempo. Os astrônomos aforam estudar supernovas, uma vez que elas dizem muito sobre os mecanismos internos das estrelas e também fornecem uma unidade de medida para saber o quão distante a estrela estava.
O astrônomo Peter Garnavich da Universidade Notre Dame relata que o que torna Y-155 diferente é sua massa, estimada em 200 vezes a do nosso Sol. Com uma massa dessas, a pressão no núcleo da estrela é tão grande que a luz liberada pelas reações nucleares é capaz de criar novas partículas: pares de elétron-posítron. A criação dessas partículas na verdade acelera o colapso da estrela e sua eventual explosão.
A ideia de uma supernova disparada pela criação de antimatéria tem circulado há apenas 40 anos, conforme Garnavich, mas os indícios observacionais são esparsos. No caso da Y-155 a assinatura da luz expelida depois da explosão era esquisista: a maioria das supernovas emite luz azul de alta energia primeiro, seguida da luz vermelha mais fria, mas, neste caso, a luz vermelha foi emitida antes da azul. Isso e a ejeção de uma quantidade maior de níquel radiativo, em comparação com as supernovas comuns, levou os pesquisadores a suspeitarem que a antimatéria poderia estar envolvida no processo da explosão.
Garnavich faz parte de uma equipe de cientistas que participam de um projeto chamado ESSENCE. Usando um telescópio refletor de 4 metros nas altas altitudes do Chile, os cientistas observaram 200 do tipo mais explosivo de supernovas. A Y-155 foi a mais explosiva de todas.
O Telescópio Keck no Hawaii foi apontado para a Y-155 de forma a registrar um espectro preciso – isto é: um sumário de toda a luz vinda da estrela. Isso permitiu determinar a distância até a estrela. A uma distância de 7 bilhões de anos-luz, essa estrela fica a meio caminho para trás no tempo na direção da origem do universo.
Garnavich relatou esses resultados em um congresso da American
Astronomical Society na semana passada em Washington, D.C. Ele disse que, por causa de seu tamanho e poderosa emissão, a Y-155 poderia se parecer com a primeira geração de estrelas do universo. Outro cientista da ESSENCE, Alex
Filippenko da Universidade da California, Berkeley, disse que um mecanismo supernova-com-antimatéria poderia ser importante para a localização dessas primeiras estrelas.
Disco de acreção
Estas imagens fazem parte da National Science Foundation Multimedia Gallery. As imagens e o texto original podem ser encontradas aqui e aqui.
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Uma concepção artística do disco de acreção no sistema estelar binário WZ
Sge. Uma nova versão do mesmo foi feita a partir de novos dados obtidos pelo Kitt Peak National Observatory e o Spitzer Space Telescope, e aparece no fim deste post.
O alvo dessa investigação específica, chamado WZ Sagittae (WZ Sge), é um binário interativo de estrelas na constelação Sagitta, a flecha do arqueiro Sagitário. Ela faz parte de um programa chamado Spitzer-NOAO Observing Program for Teachers and Students (Programa Spitzer-NOAO de Observação para Professores e Estudantes), onde Steve B. Estrelas binárias interativas, tais como WZ Sge, contém uma anã-branca (uma estrela compacta, mais ou menos do tamanho da Terra, mas com uma massa próxima da do Sol) e uma estrela companheira, maior, porém com menos massa e muito mais fria. O material da estrela acompanhante é arrancado de sua superfície pela gravidade mais forte da anã-branca e flui na direção da anã-branca, formando um disco a seu redor, chamado de disco de acreção. Independente de se formarem em sistemas variáveis cataclísmicos, ou em torno dos buracos negros super-maciços no coração de galáxias ativas, os discos de acreção têm sido bastante observados e modelados, usando-se medições obtidas ao longo de grande parte do espectro eletromagnético, dos raios-X ao infravermelho próximo. A imagem modelo do “disco de acreção padrão” é um disco fino de material gasoso em torno da anã-branca ou buraco negro. A equipe de Howell obteve, pela primeira vez, uma série de observações de um disco de acreção feitas na faixa dos 4,5 e 8 microns, vindas do Telescópio Espacial Spitzer. Mais ou menos ao mesmo tempo, eles obtiveram os dados das observações ópticas de WZ Sge feitas no KPNO. As observações ópticas confirmavam o modelo aceito de tamanho e temperatura do disco de acreção. Estretando, as observações na faixa do infravermelho intermediário eram totalmente inesperadas e revelaram que um disco bem maior, de material poeirento e frio, fica em torno do disco de acreção gasoso. Esse disco externo provavelmente contem tanta massa como um asteróide de porte médio. O recém-descoberto disco exterior se estende até cerca de 20 vezes o raio do disco gasoso. As implicações dessa descoberta tem longo alcance, uma vez que afetam não só os modelos teóricos (já que os modelos de formação e evolução dos discos de acreção foram feitos a partir dos dados até então disponíveis sobre seus tamanho, temperatura e composição – todos quantidades que precisam agora serem revistas), como também todas as obervações anteriores de sistemas que contem discos de acreção.
Concepção artística do disco de acreção do sistema estelar binário WZ Sge. [A versão anterior é a que aparece acima neste post] |
| Crédito: P. Marenfeld/NOAO/AURA/NSF
Download da primeira imagem em alta definição (JPG). (2.2 MB) Download da segunda imagem em alta definição (JPG). (7.5 MB) |
Raios cósmicos e a vida das estrelas
Os Raios Cósmicos e a Longevidade das Estrelas
Novas imagens auxiliam a determinar a origem dos raios cósmicos.
2 de novembro de 2009
Por Devin Powell
Inside Science News Service
WASHINGTON— A atmosfera da Terra é constantemente bombardeada por pequeninas partículas que chovem do espaço. Embora os astrônomos tenham batizado esses pedacinhos de radiação de “raios cósmicos”, a mais de 80 anos, eles não foram capazes de comprovar de onde vinham esses invasores do espaço.
Novas imagens, obtidas em terra pelo Sistema Telescópico de Imageamento de Radiação de Energia Muito Alta e, em órbita, pelo Telescópio Espacial de Raios Gama Fermi, podem auxiliar a resolver esse enigma renitente. Imagens de galáxias distantes, apresentadas no Simpósio do Fermi de 2009 em 2 de novembro em Washington, apoiam a ideia da maioria de que alguns dos raios cósmicos que atingem a Terra todos os dias sejam os remanescentes de estrelas mortas que explodiram violentamente a milhões de anos.
Os raios cósmicos podem interferir nas comunicações por satélite e oferecer um risco de saúde para as pessoas durante longos voos espaciais. Eles também auxiliam aos cosmologistas entenderem a estrutura do universo e serviram de inspiração para a imaginação de muitos autores de quadrinhos que os usam como “fonte” para os super-poderes de seus coloridos heróis.
“Esta é a primeira vez que conseguimos ver raios cósmicos em outras galáxias”, declarou o membro da equipe do Fermi, Keith Bechto, do Laboratório Nacional SLAC (sigla originária de Stanford Linear Accelerator Center) em Menlo Park, Califórnia.
O estudo dos raios cósmicos em nossa própria galáxia se provou uma tarefa difícil.
É como tentar visualizar uma floresta a partir de dentro dela, cercado por árvores, disse outro membro da equipe Fermi, Charles Dermer do Laboratório Naval de Pesquisas em Washington. Em lugar disso, os cientistas podem fazer uso de poderosos telescópios para olhar para galáxias tão distantes que sua luz demora milhões de anos para chegar à Terra.
Dessa distância, esses telescópios não podem detectar diretamente raios cósmicos, que tendem a ficar presos dentro das galáxias onde são criados, “como um líquido encerrado em uma garrafa”, descreve Jürgen Knödlseder do Centro para Estudos de Radiações do Espaço em Toulouse, França. Mas eles podem enxergar raios gama, um tipo de luz que pode ter um trilhão de vezes mais energia do que a luz visível. Acredita-se que os raios gama sejam criados quando raios cósmicos colidam com partículas de gás ou poeira, e eles podem ser rastreados através de vastas regiões do espaço intergalático até o local onde ocorreram as colisões.
O consórcio VERITAS detectou raios gama de alta energia irradiados a partir da galáxia starburst M 82 [antes que me corrijam: esse termo é empregado pelo Observatório Nacional assim, em inglês mesmo], uma fábrica de estrelas que engendra novas estrelas 10 vezes mais rápido do que nossa galáxia. Pelos padrões cósmicos, as estrelas nessa galáxia são, tipicamente, jovens, em torno de 5 a 10 milhões de anos de idade, e grandes, cerca de 20 vezes maiores que o Sol. Tais estrelas tem uma vida veloz e furiosa e morrem, ainda jovens, em uma grandiosa explosão, chamada de “supernova”. Acredita-se que os raios cósmicos galáticos sejam gerados ou por supernovas que liberam uma enorme onda de maré de partículas de alta energia, ou pelos ventos criados pelas estrelas grandes quando perdem massa.
A equipe do Fermi descobriu raios gama de menor energia vindos da M82 e de uma segunda galáxia starburst chamada NGC 252. Eles também deram uma espiadela mais detida na galáxia mais próxima de nossa Via Láctea – a Grande Nuvem de Magalhães – e rastrearam os raios gama até a Nebulosa da Tarântula, uma pequena área dentro da Grande Nuvem de Magalhães onde as estrelas novas nascem e, eventualmente, morrem.
“Isso mostra uma clara conexão entre os raios gama e a formação de estrelas”, declarou Niklas Karlssen so Planetário Adler em Chicag e membro da equipe do VERITAS, que publicou suas descobertas na última edição da Nature.
Este texto é fornecido para a media pelo Inside Science News Service, que é apoiado pelo Instituto Americano de Física (American Institute of Physics), uma editora sem fins lucrativos de periódicos de ciência.
Contatos: InsideScience@aip.org.
Tá chovendo cascalho
É o trocadilho com o título do desenho animado, “Tá chovendo hamburger” (em inglês “Cloudy with a chance of meatballs” que, traduzindo de forma literal, seria “Nublado com possibilidade de [chover] almôndegas”) desse press-release do EurekAlert.
Washington University in St. Louis
Cloudy with a chance of pebble showers
Simulação sugere que o exoplaneta rochoso tem uma atmosfera estranha
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Nós estamos tão acostumados com sol, chuva, nevoeiro, neve no nosso planeta natal que achamos praticamente impossível imaginar uma atmosfera diferente e com outras formas de precipitação.
Nos contos para crianças ocorrem chuvas das coisas mais estranhas, mas são sempre efeitos de algum tipo de magia.
As coisas não são bem assim na atmosfera de COROT-7b, um exoplaneta descoberto em fevereiro último pelo telescópio espacial COROT, lançado pelas agências espaciais francesa e européia.
De acordo com modelos feitos pelos cientistas da Universidade Washington em St. Louis, Missouri, a atmosfera de COROT-7b é composta dos ingredientes de rochas e quando uma frente chega, pedriscos se condensam nos céus e chovem sobre os lagos de lava derretida abaixo.
O trabalho de Laura Schaefer, assistente de pesquisas no Laboratório de Química Planetária, e Bruce Fegley Jr., Ph.D., professor de ciências planetárias e da Terra, será publicado na edição de 1 de outubro de Astrophysical Journal.
Os astrônomos já descobriram quase 400 planetas extra-solares – ou exoplanetas – nos últimos 20 anos. A maiorias deles, principalmente por causa das limitações inerentes aos processos indiretos usados para descobrí-los, são do tipo “Júpiter-Quente”, gigantes gasosos que orbitam próximos de suas estrelas-mães. (Só para dar uma ideia, caberiam mais de 1.300 Terras dentro de Júpiter que tem somente 300 vezes a massa da Terra). COROT-7b, por outro lado, tem menos de duas vezes o tamanho da Terra e somente cinco vezes sua massa.
Foi o primeiro planeta descoberto na órbita de COROT-7, uma estrela do tipo anã-laranja na constelação de Monoceros, o Unicórnio. (Daí a letra “b”).
Em agosto de 2009 um consórcio de observatórios europeus, liderados pela Suíça, divulgou a descoberta de COROT-7c, um segundo planeta em órbita de COROT-7.
Usando os dados de ambos os planetas, chegou-se à conclusão que a densidade média de COROT-7b é aproximadamente a mesma da Terra. Isso significa que, quase com certeza, se trata de um planeta rochoso feito de rochas de silicatos, tais como as da Terra, segundo Fegley.
O que não quer dizer que se pode chamá-lo de “semelhante à Terra”, muito menos dizer que ele é adequado à vida. O planeta e sua estrela-mãe estão 23 vezes mais perto do que Mercúrio está do Sol.
Estando o planeta tão próximo de sua estrela-mãe, ele volta sempre a mesma face para a estrela, assim como a Lua para a Terra (o fenômeno chamado “acoplamento de maré”).
Essa face voltada para a estrela tem uma temperatura de cerca de 2600 Kelvin (subtraia 273,15 °C para a escala familiar de temperaturas). Isso é um calor infernal — quente o bastante para vaporizar as rochas. (Compare com a temperatura média da Terra: 288K, ou 15°C). O lado escuro, por outro lado, é positivamente gélido, com uma temperatura de 50K (-223°C).
A atmosfera de COROT-7b não tem elementos ou substâncias voláteis que compõem a atmosfera da Terra, tais como água, nitrogênio ou dióxido de carbono, provavelmente porque o calor os explusou. Segundo Fegley, “a única atmosfera desse objeto é feita de vapor dos silicatos fundidos em um lago ou oceano de lava”.
Com o que se pareceria uma tal atmosfera? Para descobrir isso, Schaefer e Fegley empregaram cálculos de equilíbrio termoquímico para fazer um modelo da atmosfera de COROT-7b.
Os cálculos, que revelam quais substâncias minerais são estáveis em quais condições, foram realizados com o MAGMA, um programa de computador desenvolvido por
Fegley em 1986 com o falecido A. G. W. Cameron, professor de
astrofísica da Universidade Harvard.
Schaefer e Fegley
modificaram o programa MAGMA em 2004 para estudar o vulcanismo em altas temperaturas em Io, o satélite galileano mais interno de Júpiter. Foi essa versão modificada que foi empregada no atual trabalho.
Como os cientistas não conheciam a exata composição do planeta, rodaram o programa com quatro misturas iniiciais diferentes. Segundo Fegley, “o resultado obtido foi basicamente o mesmo em todos os quatro casos”.
“A maior parte da atmosfera é composta de sódio, potássio, silício e oxigênio — tanto faz oxigênio atômico ou molecular”. Mas também estão presentes quantidades menores de outros elementos encontrados em rochas de silicatos, tais como magnésio, alumínio, cálcio e ferro.
Por que existiria oxigênio em um planeta morto, uma vez que ele não apareceu na atmosfera da Terra até 2,4 bilhões de anos atrás, quando as plantas começaram a produzí-lo?
Fegley explica: “O oxigênio é o elemento mais abundante nas rochas, de forma que, quando você vaporiza as rochas, acaba produzindo um monte de oxigênio”.
A atmosfera peculiar tem seu clima igualmente peculiar. Fegley descreve: “À medida em que se sobe na atmosfera, ela fica mais fria e, eventualmente, se alcança uma saturação com diferentes tipos de “rochas”, da mesma forma que se atinge a saturação com água na atmosfera da Terra. Porém, em lugar de se formar uma nuvem de vapor d’água e acontecer uma chuva de gotas d’água, se forma uma ‘nuvem de rocha’ e começa a chover pedriscos de diferentes tipos de rochas”.
O que é ainda mais estranho é que o tipo de rocha que se condensa nas nuvens, depende da altitude. A atmosfera funciona da mesma forma que as torres de craquamento, aquelas colunas que se vê em refinarias de petróleo, onde o petróleo cru é fervido e seus componentes se condensam em várias camadas, com a mais pesada (com o ponto de fusão mais alto), ficando no fundo e as mais leves (as mais voláteis) chegando ao topo.
Em lugar de ocorrer a condensação de hidrocarbonetos tais como asfalto, vaselina, querosene e gasolina, a atmosfera do exoplaneta condensa minerais tais como enstatite, corindo, espinelas e wollastontite. Em ambos os casos, as frações se precipitam conforme seus pontos de fusão.
O sódio e o potássio elementais, que têm pontos de fusão muito baixos em comparação com as rochas, não “chovem”, mas permanecem na atmosfera, onde formam altas nuvens de gás, atingidas pelo vento estelar de
COROT-7.
Essas grandes nuvens podem ser detectáveis por telescópios com base em terra. O sódio, por exemplo, deveria brilhar na faixa alaranjada do espectro, tal como uma lâmpada gigante, porém muito fraca, de vapor de sódio, dessas que iluminam as ruas.
Observadores recentemente descobriram sódio nas atmosferas de outros dois exoplanetas.
A atmosfera de COROT-7b pode não ser respirável, mas, certamente, é fascinante.
O acelerador de partículas da Via Láctea
25 de junho de 2009
[ Traduzido daqui: Milky Way’s super-efficient particle accelerators caught in the act ]
Graças a um inédito “estudo balístico” que combina dados do Telescópio Muito Grande (Very Large Telescope) do Observatório Europeu do Sul (ESO) e do Telescópio Espacial de Raios-X Chandra da NASA, os astrônomos conseguiram solucionar um mistério antigo dos aceleradores de partículas da Via Láctea. Eles mostram, em um artigo publicado hoje em Science Express, que os raios cósmicos de nossa galáxia são acelerados de maneira muito eficiente pelos remanescentes de estrelas que explodiram.
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Durante os voos das astronaves Apollo os astronautas relataram terem observado estranhos clarões de luz, visíveis até quando estavam de olhos fechados. Desde então aprendemos que a causa disso são os raios cósmicos — partículas extremamente energéticas vindas de fora do sistema solar e que atingem a Terra, e que estão constantemente bombardeando sua atmosfera. Quando elas chegam a atingir a Terra, ainda têm energia suficiente para causar defeitos em componentes eletrônicos.
Os raios cósmicos galáticos vêm de fontes dentro de nossa galáxia, a Via Láctea, e consistem principalmente de prótons que se movem quase à velocidade da luz, o “limite máximo de velocidade” do Universo. Esses prótons foram acelerados a energias que excedem, e muito, as energias que mesmo o Grande Colisor de Hadrons (LHC) do CERN será capaz de atingir.
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ESO PR Video 23a/09 |
“Já se pensava há algum tempo que os super-aceleradores que produziam esses raios cósmicos na Via Láctea fossem as regiões circundantes às estrelas que explodiram, porém nossas observações revelam a ‘arma fumegante’ que prova isso”, diz Eveline Helder do Instituto Astronômico da Universidade de Utrecht na Holanda, a primeira autora do novo estudo.
“Pode-se dizer mesmo que nós agora confirmamos o calibre da arma usada para acelerar os raios cósmicos a suas tremendas energias”, acrescenta o colaborador Jacco Vink, também do Instituto Astronômico de Utrecht.
Pela primeira vez Helder, Vink e seus colegas conseguiram efetuar uma medição que resolve o persistente dilema sobre se as explosões de estrelas produzem ou não um número de partículas aceleradas que explique a quantidade de raios cósmicos que atingem a atmosfera da Terra. O estudo da equipe indica que elas realmente o fazem e nos diz diretamente quanta energia é tirada do gás impactado na explosão estelar e usado para acelerar partículas.
“Quando uma estrela explode no que chamamos de supernova, uma grande parte da energia da explosão é usada para acelerar algumas partículas a energias extremamente altas”, diz Helder. “A energia que é usada para acelerar partículas fica às expensas do aquecimento do gás que, portanto, fica muito mais frio do que a teoria prediz”.
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ESO PR Photo 23c/09 |
Os pesquisadores procuraram nos remanescentes de uma estrela que explodiu no ano 185, tal como registrado por astrônomos chineses. Os remanescentes, chamados de RCW 86, ficam localizados a cerca de 8200 anos-luz na direção da constelação de Circinus (o Compasso). Este é provavelmente o mais antigo registro de uma explosão de uma estrela.
Usando o VLT, a equipe mediu a temperatura do gás logo atrás da onda de choque criada pela explosão estelar. Eles também mediram a velocidade da onda de choque, usando imagens obtidas pelo Chandra, no intervalo de três anos, e descobriram que ela se movia a uma velocidade entre 10 e 30 milhões de km/h, entre 1
e 3% da velocidade da luz.
A temperatura medida do gás se revelou de 30 milhões de graus Celsius, o que é bem quente em comparação aos padrões cotidianos, mas muito menos do que o esperado, dada a velocidade medida para a onda de choque. Isto deveria ter aquecido o gás até, ao menos, meio bilhão de graus.
“A energia que falta é o que impulsiona os raios cósmicos”, conclui Vink.
Mais informações
Esta pequisa foi apresentada em um artigo a ser publicado na Science: Measuring the cosmic ray acceleration efficiency
of a supernova remnant, por E. A. Helder et al.
A equipe é composta por E.A. Helder, J. Vink e F. Verbunt
(Instituto Astronômico da Universidade de Utrecht, Holanda),
C.G. Bassa e J.A.M. Bleeker (Instituto Holandês de Pesquisas Espaciais), A. Bamba (Departamento de Astrofísica de Altas Energias ISAS/JAXA, Kanagawa, Japão), S. Funk (Instituto Kavli de Astrofísica de Partículas e Cosmologia, Stanford, EUA), P. Ghavamian
(Instituto de Ciências do Telescópio Espacial, Baltimore, EUA), K. J. van der
Heyden (Universidade de Cape Town, África do Sul), e R. Yamazaki
(Departamento de Ciência Física, Universidade de Hiroshima, Japão).
Galáxias atingem a “maioridade”
Galáxias chegam à “maioridade” em bolhas cósmicas
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A “maioridade” de galáxias e buracos negros foi identificada, graças aos novos dados do Observatório de Raios-X Chandra da NASA e outros telescópios. Esta descoberta ajuda a compreender a verdadeira natureza das gigantescas bolhas de gás observadas em torno de galáxias muito jovens.
Cerca de uma década atrás, os astrônomos descobriram imensos reservatórios de hidrogênio – que eles batizaram de “bolhas” – ao explorarem jovens galáxias distantes. As bolhas brilham luminosas no espectro visível, porém a fonte da imensa energia necessária para esse brilho e a natureza desses objetos não estavam claras.
Uma longa observação do Chandra identificou, pela primeira vez, a fonte dessa energia. Os dados de raios-X mostram que uma fonte significativa de energia dentro dessas estruturas colossais vem de buracos negros super-maciços que ficam parcialmente obscurecidos por densas camadas de poeira e gás. A pirotecnia da formação de estrelas também parece desempenhar um importante papel – dizem o Telescópio Espacial Spitzer e observações feitas do solo.
“Por dez anos os segredos das bolhas ficou escondido das vistas, mas agora descobrimos sua fonte de energia”, declarou James Geach da Universidade Durham University do Reino Unido que chefiou o estudo. “Agora podemos concluir algumas importantes discussões acerca do papel que elas desempenham na construção original das galáxias e buracos negros”.
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Acredita-se que as galáxias se formam quando o gás flui para dentro sob a ação da gravidade e resfria pela emissão de radiação. Esse processo deveria terminar quando o gás fosse aquecido pela radiação e escapasse das galáxias e seus buracos negros. As bolhas poderiam ser um sinal desse primeiro estágio, ou do segundo.
Com base nos novos dados e em argumentos teóricos, Geach e seus colegas mostram que o aquecimento do gás pelos buracos negros super-maciços e as emissões das estrelas em formação, em lugar de resfriar o gás, mais provavelmente energiza as bolhas. Isso implica em que as bolhas representam um estágio onde as galáxias e os buracos negros estão apenas começando a desligar seu rápido crescimento por causa desses processos de aquecimento. Este é um estágio crucial da evolução de galáxias e buracos negros – conhecido como “feedback” – e um que os astrônomos faz tempo tentam compreender.
“Nós estamos vendo sinais de que as galáxias e buracos negros dentro dessas bolhas que estão atingindo a maioridade e agora estão empurrando o gás para fora para impedir um futuro crescimento”, diz o co-autor Bret Lehmer, também de Durham. “As galáxias maciças têm que passar por um estágio assim, ou elas formariam estrelas demais e acabariam ficando ridiculamente grandes nos dias atuais”.
O Chandra e uma coleção de outros telescópios, inclusive o Spitzer, observaram 29
bolhas em um grande campo nos céus, batizado de “SSA22.” Essas bolhas, que medem centenas de milhares de anos-luz, são vistas como eram quando o Universo tinha apenas cerca de dois bilhões de anos, ou seja: aproximadamente 15% de sua idade atual.
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Em cinco dessas bolhas, os dados do Chandra revelaram a assinatura de buracos negros super-maciços em desenvolvimento – uma fonte puntual que brilha fortemente na faixa dos raios-X. Acredita-se que existam esses buracos negros gigantes nos centros da maioria das galáxias, inclusive a nossa. Outras três bolhas nesse campo mostram prováveis indícios desses buracos negros. Com base em outras observações, inclusive do Spitzer, a equipe de pesquisadores foi capaz de estabelecer que várias dessas galáxias também são dominadas por notáveis níveis de formação de estrelas.
De acordo com os cálculos, a radiação e os poderosos fluxos vindos desses buracos negros e estrelas em formação são suficientemente energéticos para causar o brilho do gás de hidrogênio nas bolhas onde residem. Nos casos onde as assinaturas desses buracos negros não foram detectadas, as bolhas são, em geral, menos luminosas. Os autores mostram que buracos negros com energia suficiente para “iluminar” essas bolhas ainda seriam muito fracos para serem detectados, dada a extensão das observações feitas pelo Chandra.
Além de explicar a fonte de energia dessas bolhas, esses resultados ajudam a explicar seu futuro. Dentro do cenário de aquecimento, o gás nessas bolhas não se resfriaria para formar estrelas e iria se somar ao gás aquecido que se encontra nos espaços intergaláticos. A própria SSA22 pode evoluir para um maciço aglomerado galático.
Segundo Geach: “No início, as bolhas devem ter alimentado suas galáxias, mas o que vemos agora parecem mais ser sobras. Isso quer dizer que teremos que procurar ainda mais atrás no tempo para flagrar as galáxias e buracos negros no ato de formarem bolhas”.
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Esses resultados serão publicados na edição de 10 de julho da Astrophysical Journal. O Centro de Voo Espacial Marshall da NASA, em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra para a Diretoria de Missões Científicas da NASA em Washington.
O Smithsonian Astrophysical Observatory controla as operações científicas e de voo do Chandra desde Cambridge, Massachusets.
Mapeando os raios cósmicos
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| Standard Radiation Environment Monitor (SREM) |
Missões recém-lançadas estendem a capacidade da ESA para o mapeamento da radiação no espaço
3 de junho de 2009
Enquanto os observatórios Herschel e Planck se dirigem para suas órbitas finais a 1,5 milhões de quilômetros da Terra, cada uma das naves leva um pequeno, porém importante, passageiro a bordo – um dispositivo do tamanho de uma caixa de sapatos, o mais recente de uma família de monitores que pegam carona nas missões da ESA para mapear as variações nas radiações em diferentes regiões do espaço.
O instrumento é conhecido como Standard Radiation Environment Monitor
(SREM) (Monitor Padrão de Radiação Ambiente) e foi projetado para detectar partículas altamente carregadas expelidas pelo Sol, as que envolvem a Terra nos cinturões de radiação, ou as que têm origem no espaço interestelar – conhecidas como “raios cósmicos”. O principal propósito do SREM é identificar os perigos de radiação que ameacem suas espaçonaves hospedeiras, porém também fornecem um quadro detalhado da radiação ambiente no espaço.
Herschel e Planck estão transportando seus SREMs para o distante Segundo Ponto Lagrangiano (L2), um ponto no espaço onde as gravidades do Sol e da Terra combinadas mantém a espaçonave orbitando o Sol na mesma velocidade da Terra. Esses monitores vão se juntar a outros SREMs que já estão em funcionamento em várias outras órbitas:
- em órbita baixa na Terra, o mini-satélite Proba-1
- em órbita média na Terra o satélite de teste GIOVE-B, lançado para testar o sistema de navegação do Galileu
- no observatório de raios gama INTEGRAL cuja órbita altamente excêntrica o leva a um máximo de 153.000 km de distância da Terra
- e a bordo da missão de encontro com cometa Rosetta, no espaço profundo além de Marte.
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| Dados de unidades SREM após o lançamento (acima: Herschel, abaixo: Planck) |
“Pela primeira vez fomos capazes de observar os mesmos eventos gerados por partículas energéticas vindas do Sol de diferentes posições no Sistema Solar ao mesmo tempo, usando basicamente o mesmo instrumento”, disse Petteri Nieminen da seção de Efeitos e Ambientes Espaciais da ESA. “Isso é uma coisa sem precedentes”.
O campo magnético da Terra a protege das radiações interplanetárias, mas essa proteção diminui com a distância. O SREM na menor altitude, a bordo do Proba-1, orbita basicamente dentro dessa “magnetosfera”, embora sua trajetória passe através de uma zona de incidência de partículas altamente energéticas conhecida como Anomalia do Atlântico Sul.
Os SREMs em órbitas mais altas passam totalmente da magnetosfera, atravessando as faixas de partículas radiativas aprisionadas conhecidas como Cinturões de Van Allen, enquanto que ps SREMs a bordo da Rosetta, e agora do Herschel e do Planck colhem amostras da radiação longe da órbita terrestre no espaço interplanetário.
Os dispositivos podem ser encarados como os equivalentes em satélites aos dosímetros de radiação usados pelos astronautas em órbita. Altos níveis de radiação podem estragar os dispositivos eletrônicos de espaçonaves, assim como materiais cruciais a bordo, tais como lentes de sensores e células solares. Porém, seu efeito no corpo humano sem proteção seria ainda pior.
“A radiação será uma questão crucial quando chegarmos ao planejamento de futuras missões tripuladas de exploração da superfície lunar e de Marte”, explica Nieminen. “A exposição aos prótons e elétrons da mais alta energia detetados pelos SREM poderia causar sérios casos de envenenamento por radiação em astronautas desprotegidos”.
O projeto do SREM incorpora diodos que geram um campo elétrico mensurável quando entram em contato com partículas energéticas carregadas. Colocados atrás de entradas cônicas, esses diodos são sensíveis à direção, assim como à carga e energia das partículas incidentes.
Um lote de unidades SREM foi contruído em 2000 pela firma suíça Oerlikon Space (então conhecida como Contraves) que trabalhou em conjunto com o Instituto Paul Scherrer, da Suíça, sob contrato com a ESA.
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| Herschel e Planck |
O projeto foi desenvolvido a partir de um antigo Monitor de Radiação Ambiente (Radiation Environment Monitor = REM) empregado no satélite STRV 1B do Reino Unido e na Estação Espacial Mir durante a década de 1990. O primeiro SREM foi para o espaço a bordo do satélite STRV-1c, mas seu funcionamento foi abruptamente abreviado por uma falha na espaçonava. Com mais seis unidades agora no espaço, continuam disponíveis três outras SREMs para futuras oportunidades.
Os resultados dos SREM em operação até esta data estão servindo para realimentar os projetos de futuras espaçonaves. A órbita da GIOVE-B, por exemplo, a conduz através do extremamente radiativo Cinturão Exterior de Van Allen e suas descobertas auxiliaram a calcular a blindagem necessária para os satélites da série Galileo que a seguiram.
“Os modelos anteriores com que vinhamos trabalhando, se baseavam em dados da NASA dos anos 1960-70”, diz Nieminen . “Porém, com um instrumento europeu nós fomos capazes de realmente quantificar a radiação e, com efeito, constatamos algumas divergências entre os velhos modelos e o que observamos por nós próprios”.
Os mais recentes SREMs vão sondar as condições de radiação prevalentes em L2, provavelmente dados valiosos para as várias novas missões nessa década previstas para essa área, inclusive a missão GAIA da ESA e o Telescópio Espacial James Webb, uma missão conjunta ESA-NASA.
Futuras missões provavelmente portarão seus próprios detectores de radiação: a seção de Ambientes e Efeitos Espaciais da ESA está planejando o desenvolvimento da próxima geração de unidades que serão muito mais compactas do que os 2,5 kg do SREM e terão uma performance melhor.
Os atuais SREMs demonstraram ter realmente uma sensibilidade muito alta, recorda-se Nieminen: “Em 27 de dezembro de 2004, a unidade a bordo da missão INTEGRAL conseguiu detectar um clarão em raios-X vindo de uma estrela de nêutrons, ao mesmo tempo que o satélite hospedeiro, coisa que ele jamais foi projetado para fazer”.
Um chuveiro de partículas
[ Particle Showers ]
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A |
O Detector de Neutrinos IceCube, um telescópio, atualmente em construção no Polo Sul, irá observar os neutrinos oriundos das fontes astrofísicas mais violentas: explosões de estrelas, jatos de raios gama e eventos cataclísmicos que envolvem buracos negros e estrelas de nêutrons. O IceCube é uma poderosa ferramenta para a busca pela matéria escura e pode revelar novos processos físicos associados com a enigmática origem das partículas mais energéticas da natureza. O IceCube ocupará um volume de um quilômetro cúbico de gelo e faz uso do mais recentemente usado mensageiro astronômico, o neutrino, para explorar o universo.
Os neutrinos são produzidos pelo decaimento de elementos radiativos e partículas elementares tais como os pions. Diferentemente de outras partículas, os neutrinos são antissociais e difíceis de capturar em um detector. É essa fraca interação entre os neutrinos e a matéria que os torna tão valiosos como mensageiros astronômicos. Diferentemente dos fótons ou partículas carregadas, os neutrinos podem surgir bem de dentro de suas fontes e viajar através do universo sem interferência. Eles não são desviados pelos campos magnéticos interestelares e não são absorvidos pela matéria no meio do caminho. No entanto, essa mesma característica torna os neutrinos cósmicos extremamente difíceis de detectar; instrumentos imensos são necessários para encontrá-los em número suficiente para rastrear sua origem. Embora trilhões de neutrinos atravessem seu corpo a cada segundo, nenhum deles deixará qualquer rastro durante toda a sua vida.
Os cientistas usam grandes volumes de gelo no Polo Sul para espreitar o raro neutrino que colide com um átomo do gelo. Essa colisão produz uma partícula – chamada muon – que emerge dos escombros. No gelo ultra transparente, o muon irradia uma luz azul que é detectada pelos sensores ópticos do IceCube. O muon preserva a direção do neutrino original, apontando para sua fonte cósmica. Detectando essa luz, os cientistas podem reconstruir o trajeto do muon e, portanto, do neutrino. O cenário fica radicalmente complicado pelo fato de que a maior parte dos muons avistados pelo IceCube nada têm a ver com neutrinos cósmicos. Infelizmente, para cada muon vindo de um neutrino cósmico, o IceCube detecta um milhão a mais de muons produzidos por raios cósmicos na atmosfera acima do detector. Para filtrá-los, o IceCube tira vantagem do fato de que os neutrinos interagem muito fracamente com a matéria. Como os neutrinos são as únicas partículas conhecidas que podem passar ilesas pela Terra, o IceCube “enxerga” através da Terra e na direção dos céus do Norte, usando o planeta como filtro para selecionar os neutrinos.
O gelo polar da Antárctica se revelou um meio ideal para a detecção de neutrinos. Ele é excepcionalmente puro, transparente e livre de radioatividade. A mais de um quilômetro abaixo da superfície, a luz azul viaja por cem metros ou mais através do gelo, normalmente escuro. Congelado dentro do gelo, o IceCube será o maior e mais durável detector de partículas do mundo.
IceCube Collaboration
Super-sensores do NIST medirão a “assinatura” do universo inflacionário
O que aconteceu no primeiro trilionésimo de trilionésimo de trilionésimo de segundo após o Big Bang?
Detectores de micro-ondas super-sensíveis, construídos no National Institute of Standards and Technology (NIST), podem ajudar os cientistas a descobrir em breve.
Os novos sensores, descritos hoje no encontro da Sociedade Americana de Física (American Physical Society = APS) em Denver, foram fabricados para uma experiência potencialmente revolucionária – a Busca pelo Modo-B em Atacama, Atacama B-mode Search (ABS) – realizada por uma colaboração que envolve o NIST, a Universidade de Princeton, a Universidade do Colorado em Boulder e a Universidade de Chicago.
Embora o NIST seja mais conhecido por suas medições na Terra, um projeto já antigo que funciona no campus de Boulder desempenha um papel de relevo no estudo do Fundo Cósmico de Micro-ondas (cosmic microwave background = CMB) — o apagado resquício da luminosidade do Big Bang que ainda permeia o universo. Esse projeto construiu anteriormente amplificadores super-condutivos e câmeras para experiências com o CMB no Polo Sul, em observatórios a bordo de balões, e no Planalto de Atacama no
Chile.
A nova experiência vai começar em aproximadamente um ano no deserto chileno e consistirá da colocação de um grande dispositivo de sensores do NIST em um telescópio montado em um contêiner de carga adaptado.
Os detectores vão procurar por pequenas “impressões digitais” sutís no CMB, causados por ondas gravitacionais primevas — ondulações na tessitura do espaço-tempo nascidas do parto violento do universo, há mais de 13 bilhões de anos. Acredita-se que essas ondas tenham deixado uma marca, tênue porém inconfundível, na direção do campo elétrico do CMB, chamadas de “polarização modo-B”. Essas ondas — cuja existência jamais foi confirmada por meio de medições — ainda são potencialmente detectáveis, contanto que se empregue equipamento suficientemente sensível.
“Este é um dos grandes desafios de medição que confrontam a comunidade científica nos próximos 20 anos e também um dos mais excitantes”, disse Kent Irwin, o físico do NIST encarregado do projeto.
Caso descobertas, essas ondas seriam o indício mais claro já encontrado em apoio à “teoria da inflação”, que propõe que todo o universo atualmente observável se expandiu rapidamente a partir de um volume subatômico, deixando um rastro de ondas gravitacionais no fundo cósmico de micro-ondas.
“A polarização em modo-B é a mais significativa peça de indícios a ser observada em todos os tempos”, declarou Ki Won Yoon, pós-graduado do NIST, encarregado de apresentar o projeto na reunião da APS. “A detecção de ondas gravitacionais primordiais através da polarização do CMB seria um enorme passo para colocar a teoria da inflação sobre bases sólidas”.
Os dados também podem dar aos cientistas novas perspectivas sobre diferentes modelos de teoria das cordas para o universo e outras teorias “unificadas” da física.
Esse tipo de experiência só pode ser realizado se estudarmos o universo como um todo, já que as partículas e os campos eletromagnéticos, no início da era inflacionária, eram aproximadamente 10 bilhões de vezes mais quentes do que as energias alcançáveis pelo mais poderoso colisor de partículas existente na Terra. Nessa escala de energia, é previsto que as forças fundamentais, atualmente identificadas como coisas distintas, se unifiquem.
Irwin disse: “O universo é um laboratório de física: se olharmos para longe, na verdade estaremos olhando para trás no tempo, podendo observar interações que aconteceram em níveis de energias que estão para sempre fora do alcance das experiências terrestres”.
Estudos recentes sobre o CMB vinham se focalizando na medição de ligeiras variações espaciais na temperatura ou na energia existentes cerca de 380.000 anos após o Big Bang. Esses padrões de radiação permitem aos cientistas caracterizar as primeiras distribuições de matéria e energia que evoluíram para formar as estrelas e galáxias que vemos hoje.
Comparando as medições realizadas às previsões feitas pelas várias teorias, os cientistas tornam cada vez mais precisa a história do universo, por exemplo, estreitando sua possível idade (hoje estimada em 13,7 bilhões de anos).
Em contraste, os novos detectores do NIST são projetados para medir não só a temperatura, mas também a polarização. Os sinais da polarização em modo-B podem ser mais de um milhão de vezes mais tênues do que os sinais da temperatura.
Para conseguir detectar padrões tão sutís, os detectores do NIST vão coletar significativas quantidades de radiação de modo eficiente e não terão partes móveis e outras fontes tradicionais de erros sistemáticos, tais como vibrações e interferência magnética, segundo Irwin. Além disso, serão necessários um avançado sistema de processamento de sinais e controle de erros.
Os novos sensores são protótipos para dispositivos polarímetros do NIST que aumentarão grandemente a sensibilidade de experiências futuras, com a construção de milhares de detectores em unidades monolíticas que podem ser instalados em câmeras de telescópio criogênicas. Os novos detectores do NIST também podem ter aplicações mais domésticas, tais como a redução do clarão em sistemas de imageamento da faixa dos terahertz para a detecção de armas e outros contrabandos.
Os asteróides se bronzeiam no vento solar
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O principal autor do estudo, Pierre Vernazza, diz: “Os asteróides parecem ‘se bronzear’ muito rapidamente, mas não com uma super-dose de radiação ultravioleta do Sol e, sim, com os efeitos de seu poderoso vento”.
Já se sabe, há muito tempo, que as aparência das superfícies dos asteróides variam com o tempo — os asteróides observados são muito mais avermelhados do que o interior do meteoritos encontrados na Terra¹ — porém os reais processos envolvidos nesse “sazonamento espacial” e as escalas de tempo correspondentes eram algo controverso.
Graças à observação de diferentes famílias de asteróides², com o Telescópio de Nova Tecnologia do ESO e o Telescópio Muito Grande de Paranal, assim como telescópios na Espanha e no Hawaii, a equipe de Vernazza conseguiu, agora, solucionar o enigma.
Quando dois asteróides colidem, criam uma família de fragmentos com superfícies “limpas”. Os astrônomos descobriram que essas superfícies recém-expostas são rapidamente modificadas e mudam de cor em menos de um milhão de anos — um período de tempo muito curto em comparação com a idade do Sistema Solar.
Vernazza diz que “as partículas carregadas e que se deslocam rapidamente, presentes no vento solar, danificam a superfície de um asteróide com uma rapidez impressionante³”. De forma diferente da pele humana que fica danificada e envelhecida pela continuada exposição à luz solar, são, de maneira até surpreendente, os primeiros momentos de exposição (dentro da escala de tempo considerada) — o primeiro milhão de anos — que causam a maior parte do “envelhecimento” dos asteróides.
Estudando diferentes famílias de asteróides, a equipe também demonstrou que a composição da superfície de um asteróide é um importante fator para o quão avermelhada sua superfície pode ficar. Depois do primeiro milhão de anos, a superfície “bronzeia” muito mais devagar. Nesse estágio, a cor depende mais da composição do que da idade. Além disso, as observações revelam que as colisões não podem ser o principal mecanismo por trás da grande quantidade de superfícies “novas” observadas nos asteróides rasantes. Em vez disso, essas superfícies “com ar de novas” podem ser os resultados de encontros com planetas, onde o puxão gravitacional do planeta tenha “sacudido” o asteróide, expondo o material inalterado.
Graças a esses resultados, os astrônomos agora podem entender mais facilmente como a superfície de um asteróide — que frequentemente é a única coisa que podemos observar — reflete sua história
Notas
[1] Meteoritos são pequenos fragmentos de asteróides que caem sobre a Terra. Quando um meteorito penetra na atmosfera da Terra, sua superfície pode se derreter e ser parcialmente calcinada pelo calor intenso. Não obstante, o interior do meteorito permanece inalterado e pode ser estudado em laboratório, fornecendo várias informações sobre a natureza e a composição dos asteróides.
[2] Uma família de asteróides é um grupo de asteróides que descrevem órbitas similares em torno do Sol. Acredita-se que os membros de uma determinada família sejam os fragmentos de um asteróide maior, destruído em uma colisão.
[3] A superfície de um asteróide é afetada pelas partículas altamente energéticas que formam o vento solar. Essas partículas destroem parcialmente as moléculas e os cristais na superfície, os rearranjando em novas combinações. Com o tempo, essas mudanças acabam por formar uma fina crosta de material irradiado com cores e propriedades específicas.
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Mais informações:
Este resultado foi apresentado em um artigo publicado na edição desta semana da Nature,
“Solar wind as the origin of rapid reddening of asteroid surfaces”, por
P. Vernazza et al. A equipe é composta por Pierre Vernazza (ESA),
Richard Binzel (MIT, Cambridge, EUA), Alessandro Rossi (ISTI-CNR, Pisa,
Itália), Marcello Fulchignoni (Observatório de Paris, França) e Mirel
Birlan (IMCCE, CNRS-8028, Observatório de Paris, França). Um arquivo no formato PDF está disponível para download em http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/nature07956_proof1.pdf .
