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Coluna do Astrônomo Conteúdo científico Curiosidades

A matéria escura – introdução e primeiras observações

Hoje, dia 26 de março de 2020, diversas cidades e estados estão em quarentena devido ao surto do COVID-19. Um vírus que teve origem na China, mas se espalhou por todo o globo terrestre (sim, a Terra é redonda!). Escolas, centros comerciais e equipamentos culturais (como museus, teatros, cinemas, etc.) fecharam temporariamente suas portas para tentar minimizar a propagação do vírus.

A Fundação Planetário da Cidade do Rio de Janeiro está fazendo a sua parte!! Estamos fechados para a visitação presencial, mas toda a equipe continua trabalhando, principalmente em regime conhecido como home office, ou seja, em casa, para a segurança de nossos funcionários e mantendo a excelência de nossos serviços.

Com este intuito, a fim de manter a divulgação da Astronomia e do conhecimento científico de uma forma geral, farei uma série de pequenos artigos sobre o tema: “A Matéria Escura”. Este assunto gera enorme interesse em todas pessoas que gostam desta ciência. Assim, dividirei em pequenos tópicos que apresentarei semanalmente, para que nossos leitores possam ler, aprender um pouco mais e interagir através de perguntas enviadas para as nossas mídias sociais (Facebook, Twitter, Instagram, etc.)

Introdução

Para falar de matéria escura, primeiramente pedirei para o leitor fazer um pequeno exercício de imaginação.

Vocês gostam de filmes de terror? Lembram-se daqueles em que portas abrem e fecham sozinhas? Correntes são arrastadas e passos são ouvidos no sótão e no porão? Já adivinharam sobre o que estou falando? Claro que estou descrevendo efeitos observados de um personagem comum da imaginação popular: o fantasma! A menos que carregue um lençol branco, só poderemos constatar a presença desta entidade quando os efeitos acima descritos são percebidos.

Não querendo ofender nenhuma crença ou religião, para a Ciência, isto é apenas fruto de nossa imaginação e pode ser explicado de diversas formas, mas esta não é a intenção deste artigo.

Agora imagine uma “entidade” cuja presença é detectada pela forma como esta interage gravitacionalmente com os corpos em seu entorno, influenciando a movimentação e a forma da curva de rotação de galáxias, a velocidade de estrelas dentro de aglomerados estelares, a colisão de galáxias e até possibilitando observar objetos tão distantes que nem os melhores telescópios atuais possuem resolução espacial suficiente para enxergar!

Para esta “entidade” damos o nome de matéria escura!! Uma matéria que não pode ser verificada por nenhum detector de emissão eletromagnética, em nenhum comprimento de onda, nem no raio gama, no ultravioleta, no visível, no infravermelho, no micro-ondas, no raio X, etc., mas seus efeitos gravitacionais em materiais visíveis, chamados de matéria bariônica, são observados de maneira direta e contundente.

A matéria bariônica, para simplificar a compreensão do leitor, é aquela que podemos observar através de algum tipo de interação eletromagnética, que emite “luz” em algum tipo de comprimento de onda listado acima. Apesar de ser a matéria que observamos diariamente e através dela termos a noção da pequenez de nossa existência, observando as estrelas, os planetas e as galáxias, a matéria bariônica é apenas 5% da densidade de energia do Universo. O restante, aproximadamente 22%, é de matéria escura e 73% está na forma de energia escura (falaremos sobre isso em outros artigos).

Os primeiros observadores da matéria escura

Para iniciar esta série de textos, falarei sobre as observações e os trabalhos que foram feitos para a descoberta e a comprovação da matéria escura.

Fritz Zwick e o aglomerado de Coma

O primeiro cientista a propor a existência da matéria escura foi Fritz Zwick, um astrônomo suíço que, usando um teorema físico chamado Virial, observou o movimento das galáxias no aglomerado de Coma, em 1933. Zwick observou uma anomalia ao estimar a massa gravitacional do aglomerado, utilizando a velocidade rotacional das galáxias, em comparação à massa obtida através da observação direta da luminosidade emitida pelas estrelas, nebulosas e o envoltório de gás.

Figura 1 – Fritz Zwick primeiro astrônomo a observar a existência da matéria escura, além de ter cunhado este verbete em 1933.

Zwick estimou que existiria uma quantidade 400 vezes maior de massa que não emitia radiação eletromagnética, matéria escura, em relação à matéria bariônica. Hoje sabemos que 90% da massa do aglomerado é composta de matéria escura.

Vera Rubin e as curvas de rotação das galáxias

Figura 2 – Vera Rubin liderou diversos grupos de pesquisa sobre a curva de rotação das galáxias, levando ao reconhecimento da existência da matéria escura.

“Como é possível você viver no planeta Terra e não querer estudar o Universo”. Esta frase icônica da astrônoma norte-americana Vera Rubin exprime muito desta mulher pioneira em uma área dominada por homens nos anos de 1970.

No final dos anos de 1960 e início dos anos de 1970, Vera Rubin estudou a velocidade de rotação de galáxias próximas, de uma forma bem precisa e sistemática. Ao publicar seu trabalho, mostrou que existia uma discrepância entre o valor calculado, através da Lei de Kepler, e o valor observado. Ela encontrou uma constância na velocidade de rotação para as regiões mais afastadas do centro das galáxias.

Figura 3 – Curva de rotação da Via Láctea. Podemos ver neste gráfico duas linhas, uma calculada sem a matéria escura (linha que desce continuamente com a distância) em que o Sol, devido à distância, deveria girar ao redor do centro galáctico com uma velocidade de 160km/s, e a curva observada, em que temos a velocidade real de rotação de 220km/s. A explicação mais aceita é a presença de matéria escura.

Para tentarmos explicar esta constância, podemos tentar contornar utilizando uma teoria alternativa, chamada MOND ou Dinâmica Newtoniana Modificada, que não tem muita aceitação no meio acadêmico. Poderemos falar sobre ela em um outro momento, ou propor a existência da matéria escura. Esta última é muito mais aceita, não apenas pela simplicidade, mas também por ter mais evidências de sua existência.

O aglomerado da bala

Figura 4 – O aglomerado da bala, uma colisão de dois aglomerados de galáxias que mostra a separação entre o componente de gás (rosa) e a distribuição de galáxias e de matéria escura (azul).

Este objeto é o resultado de uma colisão de dois aglomerados de galáxias e nos mostra de forma clara como a matéria escura influencia no resultado de um encontro entre cada um dos componentes destes aglomerados.

A imagem mostra uma composição feita com observações do telescópio espacial em raio X, o Chandra, e do telescópio espacial, no comprimento de onda visível, o Hubble.

A observação em raio X nos mostra os componentes de gás intergaláctico que colidiram, aquecendo-se, e estão representados na imagem pela cor rosa. Observe que o gás está na região mais central, pois, por ser mais disperso e interagir de forma mais eficiente, “ficou para trás”.

A região azulada representa a distribuição de matéria escura na qual as galáxias estão imersas. Como as galáxias não se colidem individualmente, porque suas dimensões são bem menores em relação à separação entre elas, atravessaram a área central da colisão, acompanhando a matéria escura e separando-se do envoltório intergaláctico de gás.

Lentes gravitacionais

A distorção do espaço-tempo permite que façamos inúmeros trabalhos. Um deles é observar objetos que estão atrás de outros mais próximos (um exemplo foi a observação de uma estrela que se encontrava angularmente atrás do Sol durante o eclipse de 1919 em Sobral, no Ceará, e na Ilha do Príncipe, na costa da África, servindo para comprovar a Teoria da Relatividade Geral).

Figura 5 – Imagem da placa original do eclipse de Sobral que comprovou a Teoria da Relatividade Geral.
Figura 6 – Esquema da curvatura do espaço-tempo que explica a sua distorção.

Uma outra utilização é determinar a massa que está causando esta deformação, uma vez que algumas destas são provocadas por matéria que não emite nenhum tipo de radiação, ou seja, pela matéria escura, que pode estar em uma galáxia supermassiva ou em um aglomerado de galáxia.

Veja abaixo a imagem de lentes gravitacionais e a explicação gráfica do caminho percorrido pela luz. Existem diversos objetos que comprovam, tanto a existência das lentes gravitacionais, quanto da matéria escura que as provocam.

Figura 7 – Nesta imagem observamos como são formados a estrutura conhecida como Cruz de Einstein (a) e os Arcos galácticos (b). No lado esquerdo encontram-se as imagens reais, e no centro e na direita, como são formadas.

Estamos terminando este primeiro texto sobre a matéria escura. Colocarei semanalmente esta série de textos tentando elucidar, e até mesmo criar mais dúvidas, para os nossos leitores.

Continuem a nos seguir pelas diversas mídias sociais. Teremos novidades todos os dias.

Jorge Marcelino das Santos Junior

Astrônomo

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Observação Detalhada de Material Orbitando o Buraco Negro do Centro da Via Láctea

Buracos negros são astros que atraem muito a nossa curiosidade por seu aspecto desconhecido. Estudar o interior de um buraco negro leva os astrônomos a se depararem com o que chamamos de singularidade, uma situação em que a matemática não funciona mais. É o que acontece, por exemplo, quando uma conta nos leva a uma divisão por zero.

A característica mais marcante de um buraco negro é que nada escapa dele, nem mesmo a luz. Logo, buracos negros são inobserváveis… mas podemos observar coisas girando ao seu redor.

Observações feitas no Observatório Europeu do Sul (ESO, da sigla em inglês de European Southern Observatory), Chile, mostram nodos de gás espiralando em órbita circular a uma velocidade de cerca de 30% da velocidade da luz ao redor do provável buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea. (Essa imagem utiliza dados de simulação – Fonte: ESO)

Observações anteriores de estrelas se deslocando velozmente na região central da Via Láctea e as observação de atividades com emissão de radiações de altas energias nos centros de outras galáxias já indicavam que a presença de buracos negros nos centros de galáxias espirais deve ser algo normal.

O que essas observações trazem de novidade é aumentar as evidências da existência do pesado morador do centro de nossa galáxia e o fato de, pela primeira vez, se observar material orbitando tão próximo do horizonte de eventos, que pode ser entendido como a região de fronteira entre o buraco negro e o exterior.

A animação abaixo fornece uma ideia melhor do que deve ser a movimentação do gás observado ao redor do buraco negro.

As melhores estimativas de massa em Astronomia são obtidas quando observamos movimentos. Isso permite relacionar as massas envolvidas com os movimentos observados e fazer boas estimativas. Através das observações já feitas de estrelas e, agora, do gás deslocando-se, a estimativa de massa para esse buraco negro é de cerca de quatro milhões de massas solares.

Apesar da grande massa e das expressões sempre associadas aos buracos negros como “altas energias”, “nada escapa”, “singularidade”, etc., sempre vale a pena desanimar os que adoram gerar material sensacionalista: não existe a mais remota chance desse buraco negro, ou qualquer outro, oferecer qualquer perigo à Terra ou ao Sistema Solar.

Leia mais sobre isso (em inglês): https://www.eso.org/public/news/eso1835/

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A astrofísica Jocelyn Bell

Jocelyn Bell e os astrônomos Luís Guilherme Haun, Wailã de Souza Cruz
e Alexandre Cherman (da esquerda para a direita) na reunião da IAU em 2009 no Rio de Janeiro

He stood there for a long Microsoft exam time. Tami Joan and John desperately retreated until they reached the other side of the door, holding two sweaty bodies tightly together. The drivers hand bent into the shape of a cup, blocking the lights shone on the street light, looked at them more carefully. Suddenly, a loud noise echoed in the air. Tameron could not help but constricted a while, and John made a short, screaming scream. Behind the driver, the air in the distance was filled with bright red and blue flame stripes instantly. Then again is 300-135 pdf a few roar and scream. The driver turns and looks up, just to see a huge, orange-red cobweb over the city. It was a fireworks, and Tamie remembered the news read in the newspaper. It is a gift from the host and the Secretary-General of the United Nations to the delegates attending the conference and welcomes them to this great city on Earth. The driver turned toward the taxi again. Pat soon, he opened the door lock, slowly opened the door. 2 As usual, the informant did not leave a name. Therefore, there is no other way to pour back into the past to understand what the reporter said is a piece of open space. The headquarters radio said He said it was on the 37th Street near Eleventh Street. Those at the Notification Center never figured out where http://www.bestexamview.com/ the exact location of the murder was. Although it is nine oclock in the morning, it has made people sweat more than hot. Emilia Microsoft exam Shakes lay aside a tall grass thatch. She is conducting a search of light – a jargon of crime scene investigators – searching for suspicious objects with an S-shaped route. Nothing at all She looked down at the intercom on the dark blue uniform shirt. Patrolman 5885 calls headquarters without any notice. Do you have any further news The dispatcher replied in a bumpy noise 5885, there is no more information about the scene of the crime at the moment, but one thing The informant said he hoped the Cisco exam victim was dead. 400-101 questions Please say it again, headquarters. The complainant said he hoped the victim was already dead. He said it would bestexamview be best if so. Finished. Hopefully the victim Dead Shakes struggled across a broken barbed wire and began searching for another piece of open space. Still not found. She wants to leave. Just call 10-90, report that without any discovery, you can return to the Si Si area, it is her daily patrol area. Her knees hurt and she felt as if she had been roasted on a terrible August day. She just wanted to slip to the Port Authority and get stuck with the Little Furrier there and come back to a large can of Arizona iced tea. Then, at eleven thirty – just two hours now – she was able to clear the drawers in the south 300-135 pdf section of Midtown and go to the lower town for training. But she finally did not do this. She can not leave this briefing without answering the phone call. As she continued to move on, she walked along the hot sidewalk through the path between the two abandoned apartments and into another covered, planted area. She slid her slender forefinger down into her flat-top hat and scratched it with irresistible restraints through layers of long, red hair on her head. In order to scratch more scalp, she simply faded her cap side, while crazy scratch. Sweat streaming down her forehead, itchy, so she fiercely blew a few brows.

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A irlandesa Jocelyn Bell é uma das mais brilhantes astrofísicas de nossa época. Seus estudos e observações nos radiotelescópios levaram à descoberta de um tipo de astro que somente era conhecido por teorias matemáticas e físicas.

Mesmo sendo uma cientista da era atual, ainda enfrentou dificuldades, principalmente quando era nova, por ser mulher e gostar de ciências.

Jocelyn nasceu em uma pequena cidade chamada Lurgan. Seu interesse por Astronomia vem desde a infância. Seu pai era arquiteto e ajudou no projeto do planetário do lugar, chamado de Planetário de Armagh, e logo ela se interessou pelos livros de Astronomia dele. Mas, nas escolas não permitiam que as meninas estudassem ciências. As aulas para elas eram de culinária e costura, e a família teve que brigar pra que ela pudesse fazer o que mais gostava: aprender Astronomia.

Cresceu frequentando o observatório astronômico, onde o Planetário de Armagh se localiza, e foi a própria equipe de lá, além da família, que a incentivou a estudar Astronomia. Naturalmente, a escolha dela por esta área, ao entrar numa universidade, não foi surpresa para ninguém. Formou-se em física em 1965 e continuou seus estudos na Universidade de Cambridge, na Inglaterra, uma das mais importantes e prestigiadas universidades do mundo.

Neste período, ela começou a trabalhar ajudando na construção do equipamento que iria permitir fazer sua grande descoberta. Levou dois anos para o radiotelescópio ficar pronto. Ele foi projetado para captar sinais de quasares ‒ objetos que estão muito distantes e que emitem muita energia. Ao entrar em operação, em 1967, foi Jocelyn que passou a utilizá-lo. Só de gráficos eram 30 metros de papel por dia que ela precisava analisar, mas foi assim que ela encontrou alguns sinais estranhos. Avaliou que não era possível serem emitidos por antenas de televisão, satélites ou radares. Os sinais apareciam em pulsos espaçados em 1,33 segundo e, por isso, também não podia ser um quasar. Sem saber a origem dos sinais, Jocelyn chegou a cogitar a hipótese de que era de alguma civilização extraterrestre, chamando-os de “pequenos homens verdes”.

Entretanto, pesquisando em trabalhos de outros cientistas, descobriu que aqueles sinais se pareciam com estrelas muito densas que giravam rapidamente, como já havia sido previsto em teoria. Jocelyn, na verdade, havia detectado as primeiras evidências das estrelas de nêutrons ou, como também são conhecidos, os pulsares.

Por seus trabalhos, em 1974, seu professor e orientador, que publicou a descoberta junto com Jocelyn, ganhou o prêmio Nobel de Física. Ao fim de seu doutorado, continuou seus estudos e trabalhou em várias universidades na Europa e nos Estados Unidos. Não se limitou apenas a trabalhos com radiotelescópios. Trabalhou com outros tipos de telescópios e acabou desenvolvendo uma vasta experiência nesta área.

Apesar de não ganhar o prêmio Nobel, foi muitas vezes condecorada, em diversas instituições, por seus feitos profissionais. Continua, até hoje, sendo uma importante voz nas conquistas das mulheres, sempre defendendo mais espaço para elas no meio científico, principalmente em cargos relevantes.

Em 2002, chegou à presidência da Royal Astronomical Society, de Londres, permanecendo por dois anos. Também foi presidente do Instituto de Física na Inglaterra de 2008 a 2010. Atualmente, é professora de astrofísica da Universidade de Oxford.

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Coluna do Astrônomo

Teste de uma Teoria Alternativa à Matéria Escura: Gravidade Emergente, de Erik Verlinde

A Ciência deve, com toda certeza, ser ousada. Uma manifestação dessa ousadia necessária é confrontar teorias antigas com novas, que podem fornecer uma melhor explicação a um certo fenômeno. Algumas vezes novas teorias substituem antigas; outras vezes, as novas se mostram insuficientes e se perdem pelo caminho, sendo esquecidas. Nas últimas décadas, poucas teorias têm sido tão confrontadas com teorias alternativas como a Matéria Escura.

Várias observações astronômicas não podem ser explicadas apenas com a matéria que emite luz e conseguimos observar diretamente. Por exemplo, alguns aglomerados de galáxias não conseguiriam manter suas galáxias juntas apenas com a gravidade da matéria que observamos. A velocidade do Sol ao redor do centro da Via Láctea é maior do que deveria ser se considerarmos apenas a matéria luminosa. Para resolver esses e outros problemas, formulou-se a hipótese da Matéria Escura Não Bariônica, ou apenas Matéria Escura. Ela seria formada por coisas bastante diferentes das partículas que formam nossa matéria comum de prótons e elétrons. (Leia mais sobre matéria escura aqui e aqui).

Devido ao caráter exótico da Matéria Escura, muitos cientistas não gostam dela e buscam explicações alternativas. Uma delas é a Gravidade Entrópica ou Gravidade Emergente do físico teórico holandês Erik Verlinde. Essa teoria diz que a gravidade não se comporta em grande escala da mesma forma que se comporta aqui na superfície da Terra.

NASA's Galaxy Evolution Explorer found a tail behind a galaxy called IC 3418. The star-studded tail can be seen on the left, as detected by the space telescope in ultraviolet light. The tail has escaped detection in visible light, taken by a visible-light telescope on the ground. This tail was created as the galaxy plunged into gas in a family of galaxies known as the Virgo cluster. This image is a composite of data from the Galaxy Evolution Explorer (far-ultraviolet light is dark blue and near-ultraviolet light is light blue); and the Sloan Digital Sky Survey (visible light is colored green and red). Other galaxies and stars can be seen scattered throughout the image. Another galaxy called IC 3413, which is part of the Virgo cluster, can be seen to the right of IC 3418 as an oval-shaped blob. The bright large dot at upper right is a star in our Milky Way galaxy.
A teoria da Gravidade Emergente diz que a gravidade comporta-se de maneira diferente aqui na superfície da Terra e em escala galáctia e cosmológica ( Imagem: NASA)

Uma fórmula clássica da física diz que a intensidade da força gravitacional entre dois corpos de massa m1 e m2 é dada por:

F=G(m1 e m2)/r2

onde G é uma constante e r a distância entre os dois corpos. Essa equação está nos dizendo que a força gravitacional cai com o quadrado da distância, ou seja: se a distância aumenta 2, a força cai 4; se a distância aumenta 3, a força cai 9; se a distância aumenta 4, a força cai 16 e assim por diante.

A teoria de Verlinde diz que o comportamento da gravidade é esse apenas para distâncias curtas, mas que precisa ser alterado quando lidamos com escala galáctica e intergaláctica ou cosmológica. Nessas escalas, uma interação entre a Energia Escura e a matéria comum faria a gravidade cair menos, produzindo um excesso de gravidade. Tal excesso de gravidade é o que estaríamos atribuindo à ação da Matéria Escura.

Não confunda Energia Escura com Matéria Escura. A Energia Escura é uma energia, cuja fonte não conhecemos,  responsável pela aceleração da expansão do Universo. Há alguns anos atrás um grupo de pesquisadores do Observatório Nacional e o Planetário realizaram uma palestra que abordou uma inciativa internacional para pesquisa da Energia Escura e outros tópicos.

Um grupo de astrônomos comparou a observação de lentes gravitacionais com as densidades de matéria comum prevista pela teoria da Gravidade Emergente para um conjunto de 33.613 galáxias (veja uma explicação sobre lentes gravitacionais aqui). A comparação entre as densidades superficiais de massa observadas e as previstas pela teoria mostraram grande concordância, e esse foi o primeiro teste favorável à teoria.

Mas, como os próprios autores do trabalho dizem bem no começo do trabalho:

“Apesar dessa performance ser notável, esse estudo é apenas um primeiro passo. Mais avanços tanto no campo teórico como no dos testes observacionais da teoria da Gravidade Emergente são necessários antes dela ser considerada uma teoria completamente desenvolvida e solidamente testada.”

Esse foi, portanto, um ponto para a teoria, mas ainda estamos muito longe de podermos descartar a Matéria Escura. Ela ainda encontra-se nas bases de nossa atual compreensão do Universo.

Leia Mais:

Artigo original (em inglês):

First test of Verlinde’s theory of Emergent Gravity using Weak Gravitational Lensing measurements : https://arxiv.org/abs/1612.03034https://arxiv.org/pdf/1612.03034v2.pdf

Críticas à Gravidade Emergente (em inglês):

Why gravity can’t be entropichttp://motls.blogspot.com.br/2010/01/erik-verlinde-why-gravity-cant-be.html

Once more: gravity is not an entropic forcehttp://motls.blogspot.com.br/2011/08/once-more-gravity-is-not-entropic-force.html

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Mapeando Assimetrias no Núcleo de uma Supernova

Dados da missão NuSTAR permitiram mapear pela primeira vez a distribuição de material radioativo em uma remanescente de supernova, fornecendo as imagens mais próximas do momento da explosão obtidas até agora.

 

O objeto estudado foi a bela Cassiopéia A, ou Cas A, na constelação de Cassiopéia. Localizada a 11 mil anos-luz da Terra, a supernova foi observada em 1671, e redescoberta em 1947 como uma das primeiras fontes de rádio detectadas. Os dados do NuSTAR permitiram a um grupo de astrônomos observar radiação emitida pelo titânio 44, ou 44Ti, um isótopo radioativo formado no núcleo da estrela enquanto ela colapsa para formar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. A energia liberada nesse processo faz a estrela explodir suas camadas externas. Dessa forma, os astrônomos puderam, pela primeira vez, ver algo acontecendo exatamente dentro do núcleo estelar durante o evento da supernova.

Esse estudo e os próximos na mesma linha nos permitirão compreender melhor o que acontece naquele rápido e energético evento, onde são formados diversos elementos pesados da tabela periódica. Além disso, as supernovas são também as responsáveis pelo espalhamento de elementos químicos, o que é fundamental para vida, e pela perturbação gravitacional de nebulosas que pode dar início à formação de novas estrelas e sistemas planetários – também fundamentais para a vida.

Um dos problemas envolvendo supernovas é a assimetria. Apesar de serem objetos esféricos, a expansão do material ejetado não se mostra uniforme, como a radiação emitida pela estrela antes dela explodir.  O telescópio espacial Chandra já tinha mostrado jatos de silício saindo de Cas A – veja na imagem acima. Uma das pesquisadoras do NuStar, Fiona Harrison, acha que essa anisotropia pode ocorrer porque regiões internas se espalham, ou se misturam, antes da detonação (veja vídeo abaixo).

O NuSTAR é o primeiro telescópio espacial com o objetivo de captar raios-X de altas energias (6-79KeV), fundamentais para a compreensão de remanescentes de supernovas e buracos negros. Cas A é um objeto interessante para esse tipo de trabalho porque desde sua primeira detecção, mais de 340 anos atrás, até hoje, ela se expandiu por cerca de 10 anos-luz, amplificando o padrão da explosão.

Outras remanescentes de supernovas próximas da Terra também estão na lista do NuStar. Para trabalhos como esse é necessário usar remanescentes próximos, para que o material visto seja suficientemente jovem para ainda mostrar a emissão de raios-X de altas energias de elementos radioativos. A emissão do titânio, por exemplo, perde metade de sua intensidade em apenas 60 anos.

Os resultados de trabalhos seguindo essa linha de pesquisa permitirão se fazer simulações 3D em computador para mostrar o que acontece nesses incríveis momentos da detonação de uma supernova. Enquanto essas simulações não vêm, veja abaixo um vídeo simples (com legendas e narração em inglês) mostrando a mistura que se especula que deva acontecer nas regiões centrais da supernova antes da explosão.

 

https://www.youtube.com/watch?v=J37cgldLMYU

Leia Mais:
Artigo científico original na revista Nature (inglês) http://www.nature.com/nature/journal/v506/n7488/full/nature12997.html
Post no site da University of California – Berkeley (inglês) http://newscenter.berkeley.edu/2014/02/19/nustar-takes-first-peek-into-core-of-supernova/
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Buracos Negros

Buracos negros não são buracos. E tampouco são negros. Pronto! É isso. Se um leitor apressado decidir ler apenas as primeiras frases de cada artigo, já terá captado o cerne deste aqui. Mas quero crer que nossos leitores não têm pressa e ficariam muito decepcionados se só ficássemos nisso.

Buracos negros são objetos astrofísicos cuja gravidade é tão forte que aprisiona a própria luz. A palavra chave aqui é “aprisiona”. Qualquer objeto que exerça força da gravidade atrai a luz. A Terra o faz, assim como o Sol e qualquer outra estrela. Mas a luz é tão rápida que somente um buraco negro é capaz de aprisioná-la de fato. Nas imediações da Terra (e do Sol e de qualquer outro objeto com massa), a luz sofre uma certa deflexão; ela muda sua trajetória devido à gravidade. Na vizinhança de um buraco negro, esta curva feita pelo raio de luz, devido à força da gravidade, é tão acentuada que a trajetória é interrompida e a luz “cai” em direção ao objeto que a atraiu.

Em termos relativísticos, o espaço-tempo em torno de um buraco negro é tão retorcido que a luz se vê aprisionada, não conseguindo atingir potenciais observadores. Mas a idéia por trás desse conceito, objetos que aprisionam a luz, é bem mais antiga que a Teoria da Relatividade. Um dos primeiros a propô-la foi o geólogo inglês John Michell, ainda em 1783.

Para falar sobre isso, precisamos explicar o que é a velocidade de escape.

Velocidade de escape é a velocidade que um projétil deve ter quando arremessado da superfície de um corpo celeste, na direção vertical, para que consiga escapar da atração gravitacional. Ela depende da massa e do raio do objeto celeste em questão; para a Terra, a velocidade de escape é de 11km/s. Ou seja, se arremessarmos um objeto qualquer para cima com uma velocidade inicial menor do que 11km/s (cerca de 40.000km/h), ele subirá até certo ponto e cairá de volta para a superfície da Terra. Se o fizermos com velocidade superior à velocidade de escape, nosso projétil se perderá no espaço, jamais retornando ao nosso planeta.

(Atenção: não é com essa velocidade que um foguete sobe ao espaço! O foguete tem um motor, e vai acelerando ao longo do tempo. A velocidade de escape se refere a um projétil, isto é, algo que será arremessado e depois deixado à própria sorte.)

A velocidade da luz no vácuo é de cerca de 300.000km/s (no ar tem aproximadamente esse valor também). Como a velocidade da luz é maior do que a velocidade de escape da Terra, nosso planeta não consegue aprisionar um raio de luz. A velocidade de escape do Sol é de 618km/s; nossa estrela também não consegue segurar raios de luz em sua própria superfície.

A pergunta natural é: o que aconteceria se um objeto celeste possuísse velocidade de escape maior do que a velocidade da luz? A luz não conseguiria escapar dele! Poderia até subir um pouco, rumo ao espaço, mas invariavelmente retornaria ao chão. Tal objeto, visto de longe, seria negro, pois não estaria emitindo qualquer tipo de radiação. Ou seja: por definição, jamais conseguiríamos observá-lo. Prever teoricamente algo que nunca poderá ser visto é bastante confortável.

A idéia de um buraco negro clássico nunca passou de uma mera curiosidade.

Mais de um século depois de Michell, Albert Einstein revolucionou a Física com a sua Teoria da Relatividade. Em 1915, na Relatividade Geral, Einstein descreveu a interação gravitacional entre os corpos não como uma força (como fazia Newton), mas como uma distorção no espaço e no tempo.

Para Einstein, a Terra orbita o Sol não porque este exerce uma força sobre ela, mas sim porque a simples presença desta estrela deforma o espaço ao seu redor e, portanto, a Terra não tem outra opção que não seja descrever uma elipse. Einstein descreveu essa idéia matematicamente, construindo uma equação tensorial que relacionava a quantidade de matéria e energia de uma região com sua geometria. O físico John Wheeler explicava bem isso dizendo que “o espaço diz à matéria como se mover e a matéria diz ao espaço como se curvar”.

Mas Einstein estava interessado em soluções cosmológicas. As distribuições de matéria que ele queria estudar eram em grande escala, e, portanto, a geometria que suas equações descreviam era a geometria do Universo como um todo.

Karl Schwarzschild, no mesmo ano em que a Relatividade Geral ficou pronta, usou a equação de Einstein para descrever como o espaço se curvaria na presença de um objeto esférico com massa (ou seja, nos arredores de uma estrela ou de um planeta). Para sua surpresa, se um objeto fosse massivo o suficiente, as curvas feitas pelos raios de luz seriam curvas fechadas. A luz seria aprisionada!

A Relatividade redescobriu a solução de Michell. Ainda assim, ela era uma mera curiosidade científica, pois as condições de densidade que um objeto deveria ter para provocar tais anomalias no espaço ao seu redor simplesmente não eram observadas na Natureza.

Mas então surgiu a Astrofísica com a sua teoria de evolução estelar. Tomando conceitos da Relatividade Especial e da Mecânica Quântica, a serviço das constatações observacionais, descobriu-se, na primeira metade do século XX, que as estrelas sofrem um processo de evolução. A vida de uma estrela é um constante cabo-de-guerra entre duas forças: a força da gravidade, que quer implodir tudo rumo ao centro, e as explosões nucleares em seu interior, que querem espalhar tudo pelo espaço. Em uma estrela como o Sol, por exemplo, essas duas forças estão em equilíbrio.

Mas as explosões nucleares que geram a energia de uma estrela e contrabalançam sua força de gravidade, consomem combustível (na maioria dos casos, hidrogênio). Esse combustível existe em enormes quantidades, mas invariavelmente acaba. Quando a estrela esgota seu combustível nuclear, a força da gravidade finalmente prevalece e a estrela começa a desabar sobre si mesma.

Estrelas com muita massa desabam muito violentamente. Suas camadas externas ricocheteiam de encontro ao núcleo e são violentamente expelidas. Esse fenômeno é chamado de explosão supernova, ou simplesmente supernova. O núcleo dessa estrela, por sua vez, é tão comprimido que seus componentes se degeneram; o que sobrou dessa estrela torna-se uma estrela de nêutrons.

Mas o colapso pode ser ainda mais violento e o núcleo desnudado da estrela pode atingir uma densidade inimaginável. Tal objeto forneceria facilmente as condições necessárias para produzir a geometria proposta por Schwarzschild. Enfim, a idéia de que um objeto poderia capturar a luz não era apenas uma curiosidade matemática!

Como não só o espaço, mas também o tempo, sofre os efeitos da gravidade, próximo a um objeto desses o tempo não passaria (o mesmo efeito que experimentaria um observador que viajasse com a velocidade da luz). Por isso mesmo, tais objetos foram chamados, pela maior parte dos astrofísicos, de estrelas congeladas. Os físicos preferiam um nome auto-explicativo: objetos totalmente colapsados gravitacionalmente. Muito longo.

E então John Wheeler, meio de brincadeira, meio a sério, sugeriu o nome: buracos negros. Fez isso constatando que, se a luz jamais lhe escapa, o objeto visto de longe seria realmente negro. E aproveitando uma analogia muito comum (e equivocada) entre os professores de Física que comparam a curvatura do espaço, devido à gravidade, à inclinação de uma ladeira, Wheeler sugeriu que a máxima curvatura possível seria o equivalente a um poço sem fundo. Um buraco. Estava batizado o buraco negro.

Mas um buraco negro obviamente não é um buraco. Ele é um objeto astrofísico de dimensões pequenas e grande massa; o núcleo desnudado de uma estrela que já morreu. E hoje sabemos que ele não é negro também!

Não é negro pois evapora, emitindo o que hoje chamamos de radiação de Hawking (em homenagem a Stephen Hawking, o físico britânico que primeiro teve essa idéia). A radiação de Hawking nasce a partir do Princípio da Incerteza de Heinsenberg, uma das pedras fundamentais da Mecânica Quântica. Tal princípio afirma que existem conjuntos de grandezas físicas que estarão para sempre ligados, e que jamais poderemos conhecer seus valores com precisão absoluta. Um desses conjuntos é o tempo e a energia.

Segundo o Princípio da Incerteza, jamais poderemos saber com certeza absoluta o valor da energia em um instante exato de tempo. Se considerássemos essa hipótese, a incerteza de ambas as grandezas seria zero, e isso não pode acontecer. Se quisermos fixar um instante de tempo exato (incerteza zero), precisamos ignorar completamente o valor da energia (incerteza absoluta). Se quisermos precisar o valor da energia, precisamos ignorar o instante temporal. Na prática, a Mecânica Quântica trabalha com probabilidades e margens de erro, usando incertezas finitas para ambas as grandezas.

Segundo o Princípio da Incerteza, portanto, não podemos dizer que o vácuo tem energia nula. Ao longo da vida do Universo (incerteza absoluta no tempo), podemos afirmar que o vácuo tem energia zero (exatamente zero, sem qualquer incerteza!). Mas em um determinado instante (incerteza zero no tempo), não podemos saber qual é a energia do vácuo. Assim, quanto menor o intervalo de tempo medido, maior pode ser a energia do vácuo. Em intervalos muito pequenos, o vácuo pode ter energia absurda. E, segundo a famosa equação de Einstein E=mc2, uma grande quantidade de energia pode espontaneamente dar origem à massa!

Massa pode surgir do nada, graças ao Princípio da Incerteza. Essa massa aparece como um par de corpúsculos, uma partícula e uma antipartícula. Esse par tem vida efêmera e logo se aniquila, “devolvendo” a energia do vácuo. Na média, ao longo do tempo, o vácuo realmente tem energia zero!

Mas se esse fenômeno acontece na borda de um buraco negro, um desses corpos pode ser capturado e, então, o par não se aniquila. Se a partícula for capturada pelo buraco negro, nada demais acontece, pois ela se somará à massa do buraco negro e sua antipartícula, que escapou, logo se aniquilará, pois o Universo é repleto de outras partículas. O vácuo terá sua energia de volta, e o buraco negro ganhou uma partícula a mais.

No caso de a antipartícula ser capturada, ela aniquilará uma partícula dentro do buraco negro. A energia que surgir ficará prisioneira, não podendo escapar da gravidade do buraco negro. A partícula que escapou dificilmente encontrará uma antipartícula no Universo e, portanto, não se aniquilará. Para todos os efeitos, o buraco negro perdeu uma partícula e o Universo ganhou uma partícula. Isso é a evaporação do buraco negro. Isso é a radiação de Hawking.

Buracos negros não são buracos e não são negros! Quem diria. cala

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Desmistificando o Sol

O Sol é uma estrela de quinta grandeza, e esta enorme bola de fogo é o centro do Sistema Solar. Esta frase curta é uma amostra clara de como, algumas vezes, são passadas as informações a respeito da nossa estrela sem que haja uma preocupação com o conteúdo transmitido ou, até mesmo, de tornar mais fácil a compreensão para quem aprende. Ela não foi retirada de nenhum texto específico, mas representa uma miscelânea do que constantemente pode ser encontrado em sites na internet ou, algumas vezes, em livros didáticos.

Afinal de contas, o que é uma estrela de quinta grandeza? Quão grande é a nossa estrela central? E do que é feito o Sol? Essas e outras perguntas ficam ecoando na cabeça das pessoas que se deparam com essas afirmações mais comuns sobre o Sol, mas não têm a formação necessária para questioná-las, e acabam simplesmente aceitando-as e, às vezes, transmitindo-as. Quantas vezes você já ouviu alguém dizer que o Sol é uma estrela de quinta grandeza? Muitos dizem isso. Já vi em filmes, novelas, poesias, etc. Mas o que isso quer dizer? É bom ou ruim? Significa que o Sol é muito grande? Ou que ele é muito brilhante? Na verdade, nem uma coisa, nem outra. Significa dizer que o Sol é, o que nós consideramos no nosso dia-a-dia, uma estrela de pouco brilho. O termo grandeza não é mais usado em Astronomia, tendo sido substituído por magnitude. E a magnitude de um objeto celeste está diretamente associada ao seu brilho. Existem três tipos de magnitude, mas vamos abordar aqui dois deles: a magnitude aparente e a magnitude absoluta.

A magnitude aparente diz respeito ao brilho do astro no céu exatamente como o vemos a olho nu. Se ele é brilhante, o valor de sua magnitude aparente é baixo, podendo apresentar até valores negativos se o astro for muito brilhante, posto que a escala de magnitudes é decrescente. O astrônomo grego Hiparco de Nicéia (séc. II AEC) idealizou essa escala de magnitudes intencionalmente desta forma. Sua meta era classificar as estrelas mais brilhantes na primeira posição, e aquelas com brilho mais tênue ocupariam a sexta posição na escala (como num pódio de premiação, por exemplo). Posteriormente, seus limites, tanto superior quanto inferior, foram expandidos.

Assim, o Sol, como astro mais brilhante do céu, tem uma magnitude aparente de -26,7. Já Sirius, a estrela mais brilhante do céu noturno, tem -1,5. O limite máximo de magnitude aparente que o olho humano consegue observar é cerca de 6. No caso da magnitude absoluta, devemos levar em consideração o brilho do objeto a uma distância padrão preestabelecida que é de 32,6 anos-luz. Para se ter uma idéia, o Sol a essa distância teria magnitude 4,8, isto é, seu brilho reduziria muito na escala absoluta! A estrela Sirius, por sua vez, tem magnitude absoluta 1,4.

Toda essa explicação foi necessária para chegarmos à solução da expressão quinta grandeza, pois é baseada na escala de magnitudes absolutas que ela surgiu. Para isso, basta arredondarmos 4,8 e dizer que o Sol é uma estrela de magnitude absoluta 5 ou, no linguajar popular, de quinta grandeza. Percebam que isso quer dizer que o Sol é uma estrela débil, visto que, ao considerarmos todas as estrelas a uma mesma distância, seu brilho rivalizará com o das mais fracas estrelas.

Tal fato nos remete então a uma outra questão associada: qual o tamanho do Sol se comparado a outras estrelas? Quando visto no céu, ele apresenta um disco bem grande ao compararmos com as demais estrelas. Mas, então, isso quer dizer que nossa estrela é maior que todas as outras? Com o conceito de magnitude compreendido, essa pergunta fica mais simples de ser respondida. O Sol está longe de ser a maior estrela que conhecemos. Ao contrário, é uma estrela pequena se comparada com as demais. Se pudéssemos pôr todas as estrelas alinhadas a uma mesma distância, o astro rei ficaria modesto ao lado das gigantes que existem espalhadas pelas galáxias. Que fique registrado que a situação muda extremamente quando comparamos o Sol com os planetas do Sistema Solar. A título de ilustração, é bom destacar que caberiam cerca de 1.300.000 planetas Terra dentro dele, ou seja, nossa estrela é muito maior que nosso planeta!

Outra dúvida bastante comum é: do que o Sol é feito? Seria ele uma bola de fogo? Essa é uma questão um pouco mais elaborada, pois remete a uma palavra que muito já ouviram falar, mas poucos sabem exatamente o que é: o Sol é feito de plasma. E o que é plasma? É o quarto estado da matéria, melhor compreendido quando associado a um gás submetido a altíssimas temperaturas, de forma que os átomos que o compõem começam a perder elétrons tornando-se íons. Uma boa forma de se entender o plasma como um estado fundamental da matéria é acompanhar a seguinte linha de raciocínio: ao aquecermos um sólido, obtemos algo no estado líquido; se adicionarmos mais calor ao líquido, ele se transformará em gás; e esse gás ao ser submetido a temperaturas elevadíssimas, se torna plasma, a matéria que compõe o Sol! Para simplificar as coisas, podemos resumir dizendo que o Sol não é uma bola de fogo, mas sim uma bola de algo muito mais quente que o gás.

Obviamente, existem outros pontos curiosíssimos para serem abordados ainda sobre nossa estrela, mas como a intenção era esclarecer apenas o conteúdo da primeira frase: O Sol é uma estrela de quinta grandeza, e esta enorme bola de fogo é o centro do Sistema Solar, vamos deixar para uma outra oportunidade novas discussões a esse respeito. Se bem que o Sol não está exatamente no centro do Sistema Solar.


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Efeito Doppler

O efeito Doppler é característico de ondas emitidas por uma fonte em movimento. Foi proposto por Johann Christian Andreas Doppler, em 1842, e encontra aplicações importantíssimas na Astronomia. O efeito Doppler é uma alteração na onda percebida por um observador em relação ao qual a fonte emissora da onda se move. A maneira mais simples de compreender o efeito Doppler é pensarmos numa experiência bastante comum em um centro urbano movimentado.

Imagine que você chegou numa rua para atravessá-la exatamente no momento em que o sinal de trânsito mudou para dar passagem aos veículos. Havia um automóvel parado com a sirene ligada, a alguns metros de distância. É fácil notar que quando o automóvel começa a se aproximar, o som da sirene parece ficar mais agudo. A sirene não muda o som que produz enquanto se desloca. Depois que o automóvel começa a se afastar, o som torna-se mais grave. Perceba que não estamos falando de volume alto ou baixo, mas de som agudo e grave.

Essa diferença só é percebida por um observador que não se desloca com a fonte sonora. O motorista do automóvel não percebe nenhuma variação no som emitido pela sirene que se desloca com ele. Essa experiência nos mostra que quando uma fonte emissora de onda seja sonora ou qualquer outro tipo de onda se aproxima de um observador, este percebe ondas com um comprimento de onda menor do que notaria se a fonte não estivesse em movimento. Ondas de som com comprimentos de onda curtos produzem som agudo. Por outro lado, se a fonte de onda se afasta, o observador percebe comprimentos de onda maiores som mais grave.

Quando falamos em ondas de luz, pequenos comprimentos de onda estão associados a cores mais azuladas e grandes comprimentos de onda a cores mais avermelhadas. Com isso, encontramos aplicação do efeito Doppler na Astronomia.

Da luz que observamos dos astros podemos tirar várias informações. A composição química é obtida através de linhas que são como “impressões digitais” dos diferentes elementos químicos, conhecidas como linhas espectrais. Devido ao efeito Doppler, essas linhas aparecem deslocadas para o vermelho, caso o astro observado esteja se afastando, o que chamamos de desvio para o vermelho ou redshift , ou deslocadas para o azul, no caso do astro estar se aproximando de nós, desvio para o azul ou blueshift.

Detalhes do espectro visível do Sol (acima) e do superaglomerado de galáxias BAS11. Conhecendo o efeito Doppler, verificamos que o superaglomerado se afasta da nossa Galáxia.

Uma fonte de ondas movendo-se para a esquerda. À frente da fonte, temos menores comprimentos de onda, e atrás, temos maiores comprimentos de onda. 

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Galáxias

Nossa Galáxia – Breve Histórico

Em locais distantes das grandes cidades onde é menor o índice de poluição, é possível observar-se uma extensa faixa nebulosa que atravessa o céu. Nas noites límpidas e escuras de um passado distante, esta região do céu instigou a imaginação do homem antigo, dando subsídios para muitas lendas.

Para os gregos, a origem da Via Láctea estaria no leite da deusa Juno, derramado e espalhado pela abóboda celeste quando amamentava Hércules. Segundo outros, esta seria a estrada que conduzia à morada dos deuses.

Os aborígenes do deserto do Kalahari tinham ainda uma interpretação bem diferente para a Via Láctea. Chamavam-na de “a espinha dorsal da noite”, como se o céu fosse um grande animal dentro do qual vivêssemos.

Até 1610, todas as interpretações da natureza da Via Láctea eram meramente especulativas. Neste ano, a primeira observação científica foi realizada por Galileu, que, através de sua luneta, constatou que aquela região esbranquiçada nada mais era do que uma infinidade de estrelas.

Em 1750, o filósofo Thomas Wright descreveu nosso sistema de estrelas como sendo um sistema achatado. Sua descrição soa como nossos modernos conceitos da nossa galáxia, mas o modelo de Wright se baseava apenas em sua imaginação, não tendo sido, por isto, considerado com seriedade.

A primeira tentativa séria e sistemática de mapeamento da distribuição espacial das estrelas foi feita por William Herschel. Seu mapa revelava uma distribuição achatada de estrelas com o Sol próximo ao centro do sistema, e uma extensão estimada em 9.000 anos-luz.

Este modelo e outros que se seguiram foram descartados após o trabalho do astrônomo Shapley, que propõe um modelo alternativo onde o Sol se encontrava na periferia, e não mais no centro de nossa galáxia.

Seu estudo foi baseado na distribuição dos aglomerados globulares, que são objetos de fácil identificação, constituídos de agrupamentos de formato esférico com centenas de milhares de estrelas. Shapley, através de uma classe especial de estrelas variáveis, conseguiu determinar distâncias para estes objetos e construir um mapa tridimensional de sua distribuição. Ele constatou, então, que os aglomerados globulares estavam distribuídos não em torno do Sol, mas sim em torno de um ponto na direção da constelação de Sagitário, onde deveria então estar o centro da Via Láctea.

Entretanto, um erro de Shapley foi superestimar o tamanho de nossa galáxia, pois desconhecia o meio interestelar e o efeito que este tem de absorver a luz das estrelas, fazendo com que estrelas próximas pareçam fracas, dando a impressão de estarem mais distantes.

Já com algumas idéias e conceitos formados a respeito da Via Láctea, começaram então a surgir entre os astrônomos novas questões. Certas “nebulosas” em formato espiral passaram a despertar uma enorme curiosidade: seriam elas pequenos objetos próximos pertencentes à Via Láctea ou objetos externos e distantes comparáveis em grandeza a nossa galáxia?

Com o advento de maiores telescópios, os astrônomos verificaram que estas nebulosas eram também constituídas de uma infinidade de estrelas. Medidas feitas por Hubble, nos anos 20, de distâncias de estrelas variáveis cefeidas em algumas destas “nebulosas” colocaram estes objetos em seus devidos lugares – muito além da Via Láctea.

Esta descoberta permitiu ao homem do século XX compreender que a Via Láctea, a nossa galáxia, é apenas uma entre bilhões e bilhões de muitas outras galáxias que povoam um imenso universo!

Estrutura da Via Láctea

A galáxia em que vivemos possui em torno de 200 bilhões de estrelas, além de extensas nuvens de gás e poeira. Trata-se de uma galáxia de formato espiralado, com um diâmetro de aproximadamente 100.000 anos-luz.

Nosso Sol se encontra a 26.000 anos-luz do centro da Via Láctea, ligeiramente fora do plano do disco, na periferia de Órion, um dos braços da espiral, girando em torno do núcleo a uma velocidade de 250 km/s. Isto significa que levamos nada menos que cerca de 200 milhões de anos para darmos uma volta completa em torno da galáxia. Desde que se formou, estima-se que o Sol já deve ter completado cerca de 20 voltas em torno do núcleo galáctico.

Na estrutura de nossa galáxia, podemos distinguir principalmente duas partes: a esferoidal e o disco. Estes dois subsistemas diferem tanto na composição química quanto nas propriedades físicas, dinâmicas e na história evolutiva.

É no disco que se encontram aglomerados jovens, conhecidos como abertos, contendo estrelas recém-formadas, algumas com grande brilho e curto período de vida. Como exemplo de um aglomerado aberto temos as Plêiades na constelação do Touro. A observação no plano do disco foi sempre limitada, pois é nesta região que se concentram também grandes complexos de nuvens de gás e poeira, responsáveis pelo obscurecimento da luz de estrelas mais distantes.

Grãos de poeira compreendem apenas 1% da massa de nossa galáxia, mas em suas viagens de milhares de anos-luz, os fótons têm grande chance de se deparar com algum grão que o desvia de seu destino original. A poeira mascara nossa visão do plano e do núcleo galáctico de maneira tão eficiente que a cada 100 bilhões de fótons de luz, apenas um consegue chegar até nós.

Entretanto, os avanços da Astronomia têm nos permitido ultrapassar este obstáculo. Observações em rádio e infravermelho, radiações transparentes à poeira interestelar têm nos revelado recantos escondidos, regiões anteriormente inacessíveis ao nosso conhecimento.

A estrutura em espiral de nossa galáxia, por exemplo, foi verificada pela observação de uma radiação de 21cm, pertencente à região rádio do espectro, emitida pelo hidrogênio neutro.

Os braços espirais são o principal cenário da formação estelar, daí serem repletos de estrelas jovens e de alto brilho. A rotação dos braços ocorre no sentido em que eles tendem a se enrolar, e pelos cálculos da idade da galáxia é surpreendente que ainda existam.

Uma das tentativas de explicação da permanência da estrutura em espiral foi a teoria das ondas de densidade, segundo a qual os braços são interpretados como sendo os picos de ondas de densidade que se deslocam mais lentamente que as estrelas em torno do núcleo galáctico. Assim, as estrelas não formariam os braços espirais, mas apenas passariam temporariamente por eles. Na passagem pelos braços, o meio interestelar é comprimido ocasionando uma intensa formação estelar.

A componente esferoidal apresenta uma população mais antiga de estrelas. Dela fazem parte os subcomponentes: núcleo, bojo e halo da galáxia. O núcleo possui dimensões pequenas, talvez 10 anos-luz de extensão e uma densidade de estrelas assustadora, cerca de um milhão de vezes maior que a densidade nas vizinhanças do Sol. Em média, a luz deve levar apenas 10 dias para ir de uma estrela a outra. Em comparação, temos que a estrela mais próxima do Sol se encontra a 4,2 anos-luz de distância.

A existência de um buraco negro com um milhão de massas solares no núcleo é uma hipótese não descartada.

Os aglomerados globulares, já anteriormente mencionados, com suas órbitas excêntricas e população de estrelas bem evoluídas, povoam a componente esferoidal.
Sabe-se da existência de 140 aglomerados globulares em nossa galáxia, mas estima-se que ela contenha em torno de 200, lembrando que alguns deles devem estar obscurecidos pelas extensas nuvens de poeira encontradas no disco galáctico.

Acredita-se que a Via Láctea esteja imersa num halo extenso e com muita massa, constituído principalmente pela misteriosa matéria escura. Existem fortes evidências de que a matéria visível dentro de nossa galáxia possa se responsabilizar por apenas 10% da massa real da galáxia.

Assim, segundo esta concepção, as estrelas e nebulosas que observamos podem representar apenas a ponta de um imenso “iceberg” de matéria invisível. Por mais estranho que pareça, a noção de que a maior parte da massa de nossa galáxia consiste de uma matéria escura e desconhecida, é atualmente muito bem aceita entre os astrônomos. Mas em que se baseiam para defender esta estranha teoria?

Curva de Rotação de Nossa Galáxia

Uma das mais fortes evidências para esta defesa é o estudo do movimento das estrelas em volta do núcleo galáctico. A uma boa distância do centro, a dinâmica da galáxia deveria ser análoga ao movimento dos planetas em torno do Sol, ou seja, apresentaria velocidade decrescente com a distância.

Entretanto, podemos ver que não é isto o que ocorre. As estrelas mais distantes giram muitíssimo depressa em relação à massa galáctica visível, apresentando velocidades bem superiores aos valores previstos. Assim fica a evidência de que a Via Láctea se acha imersa num halo com muita massa, invisível, que se estende talvez por uns 300.000 anos-luz.

Mas, afinal, de que poderia ser feita esta exótica e misteriosa matéria escura? A natureza desta matéria constitui ainda uma questão em aberto. Estrelas mortas, anãs marrons, planetas e buracos negros são alguns candidatos, mas teorias de evolução estelar indicam que a quantidade destes objetos é muito pequena para dar conta da grande quantidade de matéria que falta. Provavelmente representam apenas uma pequena contribuição.

Partículas como os neutrinos, áxions, gravitinos, fotinos e outras são mais uma sugestão. Os neutrinos interagem muito pouco com a matéria e, portanto, são extremamente difíceis de se detectar. Se estas partículas realmente tiverem massa, mesmo que seja muito pequena, devido à sua grande abundância (a teoria do Big Bang prevê a existência de um bilhão de neutrinos para cada próton no Universo), elas devem constituir uma boa parcela da matéria do Universo.

As outras partículas mencionadas, apesar de previstas teoricamente, têm a grande desvantagem de não terem sido ainda observadas. Uma melhor compreensão a respeito da matéria escura seria de grande importância, visto que a densidade média de matéria no Universo é um parâmetro fundamental para o estudo da Cosmologia.

Classificação Morfológica de Galáxias

Ao contrário das estrelas que produzem imagens puntiformes e, portanto, todas iguais, as galáxias se mostram como objetos extensos e com morfologias complexas. Segundo o critério de Hubble, as galáxias são classificadas em três principais tipos segundo suas formas: elípticas, espirais e irregulares.

Para a classificação das galáxias elípticas emprega-se a letra E seguida por um número entre 0 e 7 equivalente a 10 (1-b/a), onde a e b correspondem aos eixos maior e menor respectivamente. Assim, estas galáxias vão de quase esféricas, chamadas E0, a bem achatadas, onde o eixo maior é três vezes maior que o eixo menor. Vale lembrar que observamos apenas o achatamento aparente, e não sua estrutura intrínseca. Uma galáxia muito achatada vista de frente pode parecer esférica.

As espirais podem ser normais ou barradas. No primeiro caso, os braços espirais originam-se do núcleo, enquanto nas barradas eles se desenvolvem a partir dos extremos de uma barra luminosa que atravessa o núcleo.

As espirais, tanto normais quanto barradas, são divididas em subclasses a, b ou c, que indicam diferentes graus de enrolamento dos braços, e diferentes proporções de tamanho do bojo em relação à galáxia. As irregulares, por sua vez, são galáxias cujas formas não se enquadram nos casos acima.

Nossa galáxia, a Via Láctea, segundo esta classificação, é considerada uma espiral intermediária entre os tipos Sb e Sc. Além disto, possui um leve esboço de uma estrutura barrada com talvez mais de 14.000 anos-luz de extensão.

Galáxias são feitas de estrelas, gás e poeira em quantidades diversas. As proporções destes ingredientes mudam muito de tipo para tipo.

Classificação Morfológica de Galáxias, segundo Hubble

Nas espirais que contêm extensas nuvens de gás e poeira, os objetos mais velhos estão concentrados no núcleo e no halo, e as estrelas mais jovens, fruto de novas gerações, se encontram no disco e nos braços espirais.

As elípticas são pobres em gás e apresentam uma população de estrelas velhas, já em estágios avançados de evolução. É importante ter em mente que o diagrama mostrado anteriormente não representa de maneira nenhuma um esquema evolutivo, como já se pensou no passado, mas constitui apenas uma simples classificação morfológica. Os diferentes formatos devem corresponder, de maneira geral, não a estágios evolucionários distintos, mas principalmente a uma diversidade de condições iniciais nos tempos de formação destes objetos.

Além de variarem na forma, as galáxias variam muito em tamanho. As menores galáxias, conhecidas como anãs, podem conter poucos milhões de estrelas, enquanto as maiores chegam a uma população que atinge uns poucos trilhões.

Assim como existem muito mais estrelas de pouca massa em uma galáxia, também existem muito mais galáxias anãs que gigantes no Universo.

Galáxias Peculiares

Uma pequena fração das galáxias no céu apresenta formatos por demasiado estranhos. Estas galáxias pertencem ao grupo denominado de peculiares, que perfazem 1 ou 2% da população total de galáxias.

Provavelmente as peculiares tiveram suas formas alteradas por interações ou colisões com outras galáxias. Colisões entre galáxias são fenômenos bem mais prováveis de ocorrer do que colisões entre estrelas. Nenhuma colisão entre estrelas foi jamais observada ou fotografada. A distância média entre as estrelas é milhões de vezes maior que o tamanho de uma delas. Isto torna as colisões estelares acontecimentos de extrema raridade.

Já as galáxias apresentam uma distância média apenas 10 vezes maior que o diâmetro de uma galáxia típica. Sob estas circunstâncias, não é nenhuma surpresa que centenas de aparentes colisões entre galáxias já tenham sido fotografadas.

Mesmo em uma colisão frontal entre duas galáxias, a probabilidade de colisão entre suas estrelas é ínfima. Entretanto, se participarem da colisão galáxias espirais ou irregulares, ricas em gás, choques entre extensas nuvens irão desencadear uma formação em massa de novas estrelas.

Os efeitos de interações e colisões serão sentidos na estrutura global das galáxias envolvidas, produzindo fortes distorções e formação de peculiaridades morfológicas.
A colisão e a posterior fusão entre galáxias espirais podem gerar, após milhões e milhões de anos de reorganização deste material, galáxias de formato elíptico.

Galáxias com Núcleos Ativos

As galáxias também podem ser classificadas em normais ou ativas, segundo sua emissão de energia.

Uma galáxia normal pode ser regular ou irregular em formato, mas tem em geral as propriedades que se esperaria de um conjunto formado por bilhões de estrelas, ou seja, a energia emitida por uma galáxia normal é o que esperaríamos obter se adicionássemos a radiação emitida por reações nucleares de estrelas isoladas de diferentes massas.

Já a emissão de energia das galáxias ativas não pode ser explicada desta maneira. Elas podem emitir muito mais energia que uma galáxia comum e a emissão se estende por diferentes freqüências do espectro, incluindo raios g, raios x, radiação visível, infravermelho e rádio.

Algumas emitem, a partir de uma pequena região central, enormes jatos de matéria que se estendem muito além da galáxia visível.

Como explicar a produção de tamanha quantidade de energia? Uma vez que as quantidades de energia envolvidas são imensas, as teorias propostas como tentativa de explicação recorrem aos buracos negros – objetos extremos no limite entre a ciência e a ficção. Buracos negros gigantescos com bilhões de massas solares estariam alojados no interior destas galáxias devorando a matéria ao seu redor.

Alguns exemplos de galáxias ativas são as radiogaláxias, as galáxias Seyfert e os quasares, que só mais recentemente passaram a ser reconhecidos como tais.

Radiogaláxias
Todas as galáxias emitem um pouco de radiação rádio, entretanto esta emissão em uma galáxia normal é milhões de vezes mais fraca que a emissão de luz visível. As radiogaláxias são galáxias anômalas que emitem intensos sinais de rádio. A emissão só em rádio das mais potentes equivale e pode superar o total de energia emitida pela nossa galáxia em todos os comprimentos de onda.

Algumas apresentam enormes jatos de matéria que são geralmente lançados ao espaço em duas direções opostas, formando dois grandes lóbulos, que às vezes chegam a conter 100 milhões de massas solares.

Estima-se que a velocidade média com que estes lóbulos se separam do núcleo é menor ou igual a 30.000 km/s (um décimo da velocidade da luz). Os maiores jatos podem se estender por mais de um milhão de anos-luz (10 vezes o diâmetro da Via Láctea). Estas grandes extensões nos indicam que esta emissão vem ocorrendo por centenas de milhares de anos. O exemplo mais próximo de nós é a radiogaláxia Centaurus A, a uma distância de 15 milhões de anos-luz.

Galáxias Seyfert
Primeiramente descritas por Carl Seyfert em 1943, se distinguem pelo fato de que sua emissão total de energia é 100 vezes superior à emissão total de energia de uma galáxia comum como a nossa, e o que é mais esquisito, esta energia é emitida de um núcleo brilhante, porém extremamente pequeno. Seus espectros mostram largas linhas de emissão. A porcentagem das galáxias espirais Seyfert é de 1%.

Quasares
Mesmo quando observados através dos melhores telescópios, os quasares têm aparência de pontos luminosos de fraquíssimo brilho, daí terem sido confundidos a princípio com estrelas. O termo quasar se origina da expressão quasi-stellar astronomical radiosource, isto é, fonte de rádio astronômica quase estelar.

Os primeiros astrônomos que os observaram ficaram intrigados com a intensidade de emissão de energia em comprimento de onda rádio, uma vez que estrelas normais não apresentam este comportamento.

Seus espectros despertaram ainda mais a atenção. Eram estranhíssimos e não correspondiam a nenhum elemento conhecido. Levou algum tempo para que o mistério fosse desvendado. Seus espectros haviam se tornado irreconhecíveis devido ao enorme desvio para o vermelho que suas linhas apresentavam.

Se, como se acredita, a origem destes desvios for cosmológica, ou seja, devido à expansão do Universo, então estes são os objetos mais distantes jamais observados.
Se somos capazes de observá-los a tão grandes distâncias, isto significa que eles devem emitir uma enorme quantidade de energia, com luminosidades cerca de 100 vezes superior à luminosidade das galáxias mais brilhantes conhecidas. Isto os torna de longe os objetos mais luminosos do Universo.

Flutuações de brilho nos permitem colocar restrições aos tamanhos máximos dos quasares. Grandes variações de brilho têm sido observadas em curtos períodos de tempo, indicando dimensões muito pequenas. Se realmente estão a estas distâncias, eles devem produzir o brilho de centenas de galáxias em volumes não muito maiores que nosso Sistema Solar.

Qual a natureza destes estranhos objetos? Atualmente, tendo em vista semelhanças destes objetos com radiogaláxias e galáxias Seyfert, acredita-se que sejam casos extremos de núcleos ativos de galáxias, responsáveis pelos eventos mais violentos acessíveis à observação no Universo.

Outro fato interessante a respeito destes objetos é que um único quasar pode aparecer em duas ou mais imagens em nosso céu – efeito conhecido como lentes gravitacionais.
Segundo a Teoria da Relatividade Geral de Einstein, a presença de massa deforma o espaço ao seu redor, e a luz que percorre este espaço segue então não mais em linha reta, mas em curvas, conforme as deformações produzidas.

Os raios de luz que saem dos quasares viajam por bilhões de anos antes de chegar à Terra, e assim têm uma grande chance de encontrar pelo caminho grandes concentrações de massa, como galáxias e aglomerados de galáxias. Estes raios percorrem então caminhos curvos, e o efeito final será a visão de mais de uma imagem do mesmo objeto.

Quando observamos um objeto a bilhões de anos-luz de distância, estamos, na realidade, investigando como este objeto era há bilhões de anos. Neste sentido, os quasares têm para nós um valor inestimável, uma vez que nos revelam um passado distante. Representam, para os astrônomos, verdadeiros fósseis do Universo, enviando informações dos tempos primordiais, próximos da criação.

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Supernovas

Voltemos no tempo. Vamos, mais precisamente, para o século XI. Pela primeira vez se afirmou que a visão não era conseqüência da emissão de raios luminosos pelos olhos, e sim pela luz incidindo sobre eles. As guerras eram freqüentes entre povos sedentos por um domínio territorial cada vez maior, e a besta foi a primeira arma manual mecanizada. Os garfos começaram a ficar populares, pelo menos entre a aristocracia européia. A Astronomia ainda ia ter que esperar mais de 500 anos pela invenção do telescópio e sua utilização por Galileu, em 1610.

É neste cenário que um fantástico fenômeno celeste ocorreu causando espanto e admiração. Surge no céu uma estrela de brilho incomparável. Sua intensidade era tamanha que, mesmo durante o dia, com a presença do Sol, podia ser observada. Mais brilhante que Vênus, chamou a atenção de vários povos. Os chineses, há muito, estudiosos do céu, deixaram descrições detalhadas deste novo habitante da esfera celeste. Os índios norte-americanos também se manifestaram, deixando sua impressão sobre o fenômeno em rochas. Só em 1937 o astrônomo suíço Fritz Zwicky sugeriu o termo supernova para a explosão de estrelas.

A supernova de 1054, na constelação do Touro, pode ser vista por 23 dias durante o dia e durante à noite por mais de um ano. Imaginem a surpresa dos povos daquela época ao virem uma nova estrela no céu e com um brilho tão intenso. Talvez por não saberem explicar como isso poderia ter ocorrido numa esfera imutável, a esfera celeste, os europeus não tenham nos deixado nenhum registro de sua ocorrência.

Este fenômeno já era conhecido, apesar de sua explicação ser muito recente. Só na nossa galáxia, a Via Láctea, já foram registradas quatro supernovas, nos anos de 1006, 1054, 1572 e 1604.

A supernova de 1006 foi a mais brilhante de todas e os chineses a observaram por cerca de dois anos. O que restou da supernova de 1054, a nebulosa do Caranguejo, é um dos objetos mais estudados. Tycho Brahe, em 1572, descobriu uma supernova, imortalizada pelo escritor Euclides da Cunha com o nome de Peregrina, no artigo “Estrelas Indecifráveis”, de 1909.

A última supernova visível em nossa galáxia foi a de 1604, também conhecida como supernova de Kepler.

Por serem muito brilhantes, as supernovas são visíveis em galáxias distantes. Pelo menos uma dúzia delas são observadas todo ano. Cálculos estatísticos nos levam à ocorrência de uma supernova por século em cada galáxia. A nossa, portanto, está com um débito de 400 anos.

A supernova mais próxima de nós, desde que desenvolvemos uma tecnologia avançada (com a construção de potentes telescópios e técnicas de observação), ocorreu no ano de 1987, numa galáxia satélite à nossa – a Grande Nuvem de Magalhães. A luz desta explosão deixou sua origem há 170.000 anos, época em que os mamutes peludos dominavam os campos da Terra e o Homo Sapiens ainda não reinava absoluto.

Sabemos hoje que supernova é a explosão de uma estrela que possuía muitas vezes mais a massa do Sol. Essas estrelas massivas, com mais de dez massas solares, vivem muito pouco, alguns milhões de anos, e morrem de uma forma muito violenta, explodindo e lançando para o espaço um material rico em elementos pesados. Esses elementos podem encontrar nuvens de formação estelar e contribuir para a formação de sistemas planetários e são similares aos que encontramos na Terra.

Supernovas podem também ocorrer em sistemas estelares binários. Uma das estrelas pode estar capturando matéria de sua companheira e ficar com uma massa tão grande que acaba por explodir.

Esses fenômenos produzem duas categorias de objetos celestes: as estrelas de nêutrons e os buracos negros. Mas isso falaremos em outra oportunidade.