23 de jul de 2010

À Descoberta dos Pulsares


Em Julho de 1967 Jocelyn Bell, uma jovem aluna pós graduada, estudava, no Observatório Astronómico de Cambridge, as gravações referentes a um trabalho destinado originalmente à investigação de quasares. Foi então que esta reparou no que parecia ser uma cintilação rápida envolvendo uma fonte fraca. O que causou algumas suspeitas foi o facto da cintilação estar a ocorrer a meio da noite, altura em que as cintilações são pouco frequentes. Além disso, o sinal estava só presente numa fracção do tempo necessário para o feixe de recepção da antena passar pela fonte no céu. Se o sinal tivesse aparecido uma só vez seria, seguramente, causado por uma interferência. No entanto, em Setembro o sinal já tinha aparecido seis vezes. A constância na posição dos sinais mostrou que os sinais vinham, provavelmente, de um corpo celeste. Depois de desaparecer por seis semanas o sinal reapareceu. Gravações de alta velocidade começaram então a revelar que os sinais vinham segundo uma sucessão regular de pulsos com apenas um segundo de intervalo. Nenhum objecto celeste, conhecido na altura, emitia sinais com aquelas características!

Porque não foram descobertos antes:

Uma das questões mais intrigantes sobre estes sinais foi o porquê do sinal não ter sido detectado antes. A resposta prende-se com o facto de não só o sinal ser muito fraco mas também pela energia deste decrescer nos comprimentos de onda usados pela maior parte dos astrónomos - que variam desde poucos centímetros a um metro. Para detectar o sinal não só era necessário um rádio telescópio operando com comprimentos de onda de alguns metros, mas também que as observações das mesmas áreas do céu fossem repetidas com um sistema de gravação rápido o suficiente para registar os pulsos. Todas estas características estavam reunidas no rádio telescópio de Cambridge.

Características do sinal:

Os sinais apareciam como sucessões regulares de pulsos com intervalos de 1s e com duração de 10 a 20 milisegundos, o que indicava que o objecto não poderia ter mais que algumas centenas de quilómetros de raio, visto que a fonte não pode emitir um pulso num tempo inferior ao necessário para a luz a atravessar. Outra curiosa característica do sinal era o facto de cada pulso ter um comprimento de onda diferente. Ora, conhecendo a densidade de electrões livres no vácuo e a diferença entre tempos de recepção de dois pulsos com comprimentos de onda diferentes é possível detectar a distância da fonte. Infelizmente não se conhece a densidade exacta de electrões livres, sendo esta estimada em um electrão em dez centímetros cúbicos. O primeiro sinal detectado seria, então, proveniente de uma fonte a uma distância de 130 parsecs1. A mais notável característica do sinal era, no entanto, a regularidade com que este aparecia. Quando se adicionaram as correcções devido ao efeito de Doppler descobriu-se que o sinal podia ser previsto com uma precisão de dez milisegundos durante várias semanas.

Estrelas de neutrões e pulsares, qual a ligação?

O físico indiano Chandrasekhar Subrahmanyan ajudou, em 1930, a prever a existência de estrelas de neutrões. Uma estrela, como o Sol, mantém o seu tamanho equilibrando a pressão interna (devida às reacções nucleares que ocorrem no seu interior) com a força gravítica. À medida que o combustível interior se vai gastando a estrela contrai para um menor volume. No entanto, um novo equilíbrio é possível devido à pressão resultante do movimento interno dos electrões. A essas estrelas dá-se o nome de anãs brancas. Porém, se a estrela for muito maior que o Sol, à medida que o seu volume diminui, efeitos quânticos e o princípio de exclusão de Pauli ditam que os electrões apenas podem ser compactados num volume menor se a sua energia aumentar. Eventualmente a energia é tão grande que os protões e electrões combinam-se dando origem a neutrões. Chandrasekhar descobriu que só se a massa de uma estrela fosse 1.4 vezes a do Sol é que se formariam estas estrelas de neutrões. Actualmente pensa-se que os pulsares são estrelas de neutrões rodando a grande velocidade.

Características dos pulsares:

Uma característica dos pulsares é o facto destes girarem muito depressa. Isto ocorre devido à conservação do momento angular, pois quando a estrela colapsa dá-se uma diminuição do seu momento de inércia, aumentando desta forma a sua velocidade angular. É esta a razão pela qual os pulsares apresentam uma frequência de rotação tão elevada(tendo períodos de rotação que podem ir desde quatro segundos até cerca de um milésimo de segundo), enquanto que a maioria dos corpos celestes têm uma frequência de rotação comparável à da Terra. A parte exterior dos pulsares é constituída por uma camada de ferro ou níquel, que delimita a parte interna constituída por neutrões altamente compactados. Os pulsares possuem um campo magnético extremamente intenso, que pode chegar a biliões de vezes o campo magnético da Terra. Eles são, muitas vezes, confundidos com os quasares devido ao facto de terem um nome semelhante, contudo os quasares são bastante diferentes dos pulsares, emitindo ondas de rádio extremamente intensas, cuja energia emitida pode ir até cem vezes a energia emitida pela nossa galáxia! Como já se referiu, a massa de um pulsar é, aproximadamente, 1.4 vezes a massa do nosso sol mas, devido ao seu tamanho relativamente pequeno, a densidade de um pulsar é extremamente elevada, sendo que o volume ocupado por uma colher de açúcar tem a massa de milhões de toneladas. Devido a isto também a gravidade de um pulsar é extremamente elevada, sendo que, à sua superfície, a gravidade é 300 000 vezes superior á da Terra.

Porque é que os pulsares emitem sinais de rádio?

Os sinais de rádio emitidos pelos pulsares não são completamente entendidos. Uma teoria bastante divulgada baseia-se no forte campo magnético do pulsar que força a sua atmosfera ionizada a girar em torno dele. Algumas porções desta atmosfera chegariam então à velocidade da luz sendo então libertadas do campo magnético. Quando isso acontecesse um sinal de rádio seria gerado e formar-se-ia um feixe devido a efeitos relativistas. Há ainda a referir a extrema regularidade destes sinais de rádio, que chega mesmo a ser superior à dos relógios atómicos de Césio. Alguns pulsares possuem uma precisão de um segundo em dez milhões de anos, enquanto que o relógio atómico possui uma precisão de um segundo num milhão de anos.

Alguns Pulsares conhecidos :
Um dos pulsares mais conhecidos é o pulsar do caranguejo, que se encontra no centro da nebulosa do caranguejo. A supernova que deu origem a este pulsar foi observada na Terra em 1054 d. C. por astrónomos chineses e japoneses. Este pulsar é o mais energético que se conhece, roda cerca de 30 vezes por segundo e está altamente magnetizado. Ele caracteriza-se também por emitir dois pulsos de radiação por cada revolução. A luz visível emitida por este pulsar é suficientemente forte para que este seja visível nas fotografias da nebulosa do caranguejo. Outros pulsares conhecidos são os pulsares de Vela e o de Geminga. Estes dois pulsares emitem radiação na frequência dos raios gama. O pulsar de Geminga localizase na constelação dos Gémeos e o seu período é de aproximadamente 237 milisegundos. O ritmo ao qual a velocidade de rotação está a descer indica que este pulsar terá aproximadamente 300,000 anos. O pulsar de Vela localiza-se na constelação de Vela e tem um período de 89 milisegundos.
Créditos: Marco Cardoso e Ricardo Salvador - http://www.e-escola.pt/

Satélite CoRot descobre mais 6 planetas fora do Sistema Solar

A equipe do satélite franco-europeu-brasileiro CoRoT (Convection, Rotation and Planetary Transits) anunciou a descoberta de seis exoplanetas e de uma pequena estrela fria (anã marrom). Os planetas estão localizados entre 500 e 4.000 anos-luz (aproximadamente 3,8 e 38 quadrilhões de quilômetros) do Sistema Solar - por isso são chamados de exoplanetas, ou planetas extrassolares. Com as novas descobertas, sobe para 13 o número de planetas descobertos pelo CoRoT."O planeta menor tem metade do diâmetro de Júpiter (cerca de 71 mil quilômetros), e o maior uma vez e meia o diâmetro de Júpiter (214 mil quilômetros, aproximadamente)", conta o professor Sylvio Ferraz Mello, da USP, que participa do projeto.

 "Os tamanhos desses planetas são determinados com bastante precisão, mas suas idades são apenas estimadas, em geral, em um ou mais bilhões de anos," diz o pesquisador. Mello explica que o CoRoT trabalha em duas áreas pequenas do céu, uma na direção do centro galáctico e outra na direção contrária. "A luz de milhares de estrelas é medida de maneira continuada durante 150 dias, depois muda de alvos pelos próximos 150 dias, e assim por diante". "Depois da descoberta, as estrelas são observadas com potentes telescópios no solo, para confirmação." Os planetas são descobertos porque passam na frente das estrelas e ocasionam pequenas diminuições na luminosidade. "Estas diminuições ocorrem de maneira regular, ou seja, são separadas umas das outras por intervalos de tempos sempre iguais uns aos outros, que equivalem ao período do planeta.

"Os pesquisadores da USP contribuem na análise de algumas das medidas feitas no solo e no estudo dos fenômenos de maré que ocorrem nesses planetas. "Essas marés deformam os planetas e provocam variações em sua órbita que podem fazer com que o planeta caia na estrela no futuro", ressalta Ferraz Mello. A missão espacial do CoRoT destina-se à descoberta de planetas fora do Sistema Solar e ao estudo da estrutura interna e evolução estelar, e tem a participação de pesquisadores do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG) da USP. O telescópio espacial do CoRoT é utilizado em dois programas distintos, um de descoberta de exoplanetas (localizados fora do Sistema Solar) e outro de sismologia em estrelas, ambos com participação de pesquisadores brasileiros.
Fonte: Inovação Tecnológica

NASA detecta maior molécula existente no espaço

O Telescópio Espacial Spitzer descobriu no espaço, pela primeira vez, moléculas de carbono conhecidas como  "buckyballs", uma espécie de bola de futebol formada por 60 átomos de carbono. [Imagem: NASA/JPL-Caltech]

Maior molécula no espaço

O Telescópio Espacial Spitzer, da NASA, descobriu no espaço, pela primeira vez, moléculas de carbono conhecidas como "buckyballs". Buckyballs são moléculas em forma de bola de futebol que foram observadas pela primeira vez em laboratório há apenas 25 anos. Elas devem seu nome à semelhança com as cúpulas geodésicas do arquiteto Buckminster Fuller, que têm círculos interligados na superfície de uma meia-esfera. Os cientistas já acreditavam que elas poderiam existir flutuando no espaço, mas ninguém havia conseguido detectá-las até agora. "Nós encontramos aquelas que são agora as maiores moléculas existentes no espaço," disse o astrônomo Jan Cami, da Universidade de Western Ontario, no Canadá. "Estamos particularmente entusiasmados porque elas têm propriedades únicas que as torna elementos importantes para todos os tipos de processos físicos e químicos acontecendo no espaço."

Fulerenos no espaço

As buckyballs são formadas por 60 átomos de carbono dispostos em estruturas esféricas tridimensionais. Seus padrões alternados de hexágonos e pentágonos coincidem com o desenho típico de uma bola de futebol. Os astrônomos descobriram também, pela primeira vez no espaço, a parente mais alongada das buckyballs, conhecida como C70. Estas moléculas, constituídas de 70 átomos de carbono, têm uma forma ovalada, mais parecida com uma bola de rugby. Os dois tipos de moléculas pertencem a uma classe conhecida oficialmente como buckminsterfulerenos, ou simplesmente fulerenos. As bolas de carbono foram localizadas em uma nebulosa planetária chamada Tc 1. Nebulosas planetárias são restos de estrelas como o Sol, que expelem suas camadas exteriores de gás e poeira à medida que envelhecem. Uma estrela quente e compacta, ou anã branca, que está no centro da nebulosa, ilumina e aquece essas nuvens de poeira estelar.
As buckyballs foram encontradas nessas nuvens, talvez refletindo uma fase curta da vida da estrela, quando ela arremessa para o espaço uma nuvem de material rico em carbono.
As buckyballs vibram em uma grande variedade de modos - 174 maneiras diferentes de sacudir, para ser mais exato. [Imagem: NASA/JPL-Caltech/University of Western Ontario]

Moléculas vibrantes

Os astrônomos usaram os instrumentos de espectroscopia do Spitzer para analisar a luz infravermelha da nebulosa planetária, observando então as assinaturas espectrais das buckyballs. Estas moléculas estão aproximadamente a temperatura ambiente, a temperatura ideal para emitir os distintos padrões de luz infravermelha que o Spitzer consegue detectar. Segundo Cami, o Spitzer olhou para o lugar certo na hora certa. Um século mais tarde, e as buckyballs poderiam estar frias demais para serem detectadas. As buckyballs vibram em uma grande variedade de modos - 174 maneiras diferentes de sacudir, para ser mais exato. Quatro desses modos de vibração fazem as moléculas absorver ou emitir luz infravermelha. Todos os quatro modos foram detectados pelo Spitzer. Os astrônomos estudaram os dados, um espectro como o mostrado na figura, para identificar as assinaturas, espécies de impressões digitais das moléculas. Os quatro modos de vibração das buckyballs estão indicados pelas setas vermelhas. Da mesma forma, o Spitzer identificou os quatro modos de vibração das moléculas C70, indicados pelas setas azuis.

O que, exatamente, são as manchas do Sol?

Se você não sabe muita coisa sobre astronomia a idéia de manchas no Sol pode parecer meio estranha. Afinal, como um astro tão quente e brilhante pode ter manchas em sua superfície? Na verdade, normalmente, não há muitas manchas no Sol. Elas são partes “frias” da estrela – a temperatura média delas é 2700 graus Celsius, enquanto a de outras áreas chegam a 5 mil graus Celsius. As manchas são causadas por tempestades magnéticas na atmosfera do Sol, inibindo a transferência de calor da parte interior do astro para algumas áreas da parte exterior (em um processo conhecido como convecção – o mesmo das aulas de física, lembra?). De acordo com a Enciclopédia Concisa de Van Nostrand, uma mancha solar possui duas partes distintas. O meio escuro, conhecido como “umbra”, e uma parte mais clara que cerca a umbra, chamada de “prenumbra” . As manchas solares não são permanentes e aparecem, quase sempre, aos pares. As menores, com menos de cinco quilômetros de largura, podem durar menos de um dia. As maiores registradas duraram até duas semanas. Elas foram notadas desde tempos antigos, mas foi só em 1610 que Galileu Galilei as analisou cientificamente.
[Lifes Little Mysteries]
Fonte:hypescience.com

O que existe no centro da Via Láctea?

Se você olhar para o céu limpo durante a noite, longe das luzes de grandes cidades, irá ver uma faixa iluminada brilhando com inúmeras estrelas. Os antigos gregos achavam que essa faixa lembrava leite derramado, então batizaram nossa galáxia de “Via Láctea”. E, segundo astrônomos, essa faixa brilhante é o centro da Via Láctea. No “centro do centro”, cercado por cerca de 200 bilhões de estrelas (não detectáveis a olho nu), encontra-se um buraco negro supermassivo conhecido como Sagittarius A. A Via Láctea tem forma espiralada e fica em rotação ao redor do seu centro, com seus longos “braços” curvados cercando o disco central. Em um desses braços fica o Sistema Solar e nossa casa, a Terra.

Nós conseguimos dar a volta no centro da Via Láctea a cada 250 milhões de anos. O buraco negro não pôde ser fotografado – caso você não saiba, buracos negros sugam toda a luz ao seu redor, então é impossível tirar uma foto direta dele. Mas os astrônomos “deduziram” a sua existência analisando a velocidade e o movimento de estrelas próximas ao centro da galáxia – elas seriam afetadas pela força gravitacional do buraco negro. Não se tem certeza da forma com que os buracos negros massivos surgem no meio das galáxias, mas especialistas suspeitam que eles sejam resultados de pequenos buracos negros se juntem, formando uma única estrutura maior, ou que eles se formem quando um buraco negro já sugou matéria o suficiente.
[Life's Little Mysteries]
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