19 de dezembro de 2018

O que o LIGO nos ensina sobre buracos negros


A crescente contagem de eventos de ondas gravitacionais está nos dando um novo olhar para uma população de buracos negros antes invisível
A concepção deste artista mostra dois buracos negros prestes a fundir, semelhantes aos detectados pelo LIGO. Nesta ilustração, os buracos negros estão orbitando um ao outro em um plano (anéis externos, para demarcação), mas são inclinados em relação a esse plano - em outras palavras, seus eixos de rotação não estão alinhados com o eixo orbital. Os dados do LIGO sugerem que pelo menos um buraco negro no sistema chamado GW170104 não estava alinhado dessa maneira antes de se fundir ao parceiro. Estado LIGO / Caltech / MIT / Sonoma (Aurore Simonnet)

Duas semanas atrás, cientistas anunciaram a detecção de quatro fusões de buracos negros , descobertas graças às ondulações que criaram no tecido do espaço-tempo. Estes últimos eventos trazem o número de tal quebra para 10. (Um dia 11 é a famosa colisão de estrelas de nêutrons duplos ). 

Agora que entramos nos dois dígitos para as descobertas de ondas gravitacionais, gostaria de parar e dar uma olhada no que essas detecções estão revelando como um grupo. Não estamos nem perto do poder estatístico iluminador trazido por milhares de exemplos, como estamos com exoplanetas, mas ainda podemos esboçar uma imagem intrigante.

Buracos negros são criaturas simples; suas duas características definidoras são seu spin e massa. Os astrofísicos medem a rotação do buraco negro como uma fração do máximo teórico, que depende da massa do objeto e de alguns outros números. Os valores variam de 0 (não girando) a 1.

Um sistema binário de buracos negros envolve três giros: a rotação de cada buraco negro individual, mais a revolução dos dois objetos em torno um do outro. Essas rodadas não se alinham necessariamente. Pense em dois topos, em espiral em direção ao outro. Os topos podem ficar em pé, com os eixos perfeitamente perpendiculares ao tampo da mesa. Mas eles também podem se inclinar em vários ângulos, rolar de lado ou até mesmo girar para trás em comparação com a direção do circuito em que cada parte superior traça em torno de seu parceiro.

O mesmo vale para os buracos negros. Com as atuais sensibilidades do detector, é difícil para as equipes LIGO e Virgo identificarem os spins individuais dos membros binários que se unem. Mas eles podem fazer algumas estimativas, e o giro do buraco negro criado é bastante claro.

Desde que as primeiras detecções de ondas gravitacionais começaram a se acumular, eu tenho observado as medições de spin com crescente fascinação. Maya Fishbach (Universidade de Chicago) e seus colegas previram que um buraco negro feito pela fusão de outros dois iria girar a uma taxa que é aproximadamente 70% do seu máximo - independentemente das massas e rotações dos objetos parentes . Um após o outro, cada detecção de LIGO / Virgo confirmou essa previsão.

O que é igualmente interessante, porém, é que nenhum dos membros binários originais parece ter um grande número de disparos. Na reanálise lançada recentemente, as equipes calcularam cada fusão do giro do buraco negro. Apenas dois eventos - GW151226 e GW170729 - envolviam objetos com quaisquer spins detectáveis; o resto é basicamente zero. (Os zeros incluem os buracos negros parentes do GW170104, pelo menos um dos quais os pesquisadores pensavam que giravam para trás . A nova análise, levando em conta melhor o ruído do detector, revisa essa inferência.)

A advertência aqui é que os spins são medidos em termos de quão inclinados eles são comparados ao plano orbital do binário. É possível que os buracos negros binários possam estar girando em ângulos insólitos, invisíveis. Mas os pesquisadores suspeitam que isso não seja apenas uma questão de inclinação escondendo a rotação; os buracos negros realmente têm rodadas menores.

Eu estendi a mão para Fishbach para ajudar a entender o que esses números significam. Tudo se resume a origens, ela explica. Se os membros binários realmente rodarem lentamente ou não girarem, então podemos essencialmente descartar o cenário no qual os pares LIGO / Virgem contêm buracos negros formados a partir de fusões anteriores. Em outras palavras, provavelmente estamos assistindo às colisões de buracos negros de primeira geração, feitos de estrelas.

As massas apóiam essa conclusão, acrescenta ela. Acima de uma massa de cerca de 45 Sóis, deve haver uma lacuna, porque as estrelas que são grandes o suficiente para criar buracos negros nessa faixa, em vez disso, se obliteram em um tipo particularmente destrutivo de explosão que não forma um buraco negro. 

O maior buraco negro binário que o LIGO e o Virgo detectaram é de aproximadamente 50 Sóis - potencialmente problemático para uma criação de supernovas, mas não indubitavelmente na terra de ninguém. Se no futuro o LIGO e o Virgo detectarem buracos negros binários nesta zona proibida, isso seria evidência clara de um buraco negro de segunda geração.

Ainda não conseguimos dizer muito sobre como os binários se juntaram para começar. O GW151226 e o ​​GW170729, os dois únicos eventos com membros claramente giratórios, envolviam buracos negros que giram na mesma direção de sua órbita ao redor um do outro. Isso pode indicar que cada par nasceu como um casal, em vez de se unir mais tarde na vida: Ingenuamente esperaríamos que todas as três rotações do binário se alinhassem se os buracos negros se formaram a partir de um sistema estelar binário, enquanto os buracos negros poderiam ser desalinhado se emparelharam após a sua criação, talvez encontrando-se no centro de um aglomerado globular de estrelas. 

No entanto, os astrônomos debatem esse quadro simplista, já que as supernovas ou as interações binárias poderiam derrubar os buracos negros resultantes. Essa percepção terá que esperar pelo futuro.
Fonte: Skyandtelescope.com

Mais quatro objetos interestelares foram encontrados


Oumuamua foi o primeiro objeto interestelar detectado passando pelo Sistema solar, em outubro de 2018. Sua passagem pegou os cientistas de surpresa, e eles não conseguiram se preparar para coletar dados sobre ele. Mas na época, eles explicaram que provavelmente mais objetos desse tipo passariam em breve pela Terra, e agora quatro deles foram identificados. 

Usando modelos computacionais detalhados de objetos que parecem asteroides, entre o Sol e Júpiter, dois pesquisadores de Harvard descobriram pelo menos quatro objetos conhecidos que provavelmente têm origens de fora do nosso sistema solar.

Os co-autores Amir Siraj e Abraham Loeb acreditam que pode haver centenas de objetos do tamanho de Oumuama identificáveis por órbitas como a de objetos Centaur. Eles são uma população de corpos de tamanhos de asteroides, mas com composição parecida com cometas e que orbitam ao redor do Sol entre as orbitas de Júpiter e Netuno.  

Os quatro objetos potencialmente interestelares 2011 SP25, 2017 RR2, 2017 SV13 e 2018 TL6 podem ter passado a maior parte de sua existência entre as órbitas de Júpiter e Netuno. Pode haver outros 66 objetos interestelares com diâmetro entre 100 m e 10km. Todos esses objetos interestelares em potencial poderão ser detectados pelo Large Synoptic Survey Telescope (Chile) em 2021.

“Não temos qualquer evidência de que esses quarto objetos são não-naturais neste momento”, diz Siraj em entrevista para a Forbes. Eles vão passar perto da Terra nos próximos 20 a 120 anos, portanto levaremos muito tempo para conseguir imagens boas deles, a não ser que uma missão seja enviada com este objetivo.
Fonte: hypescience.com

18 de dezembro de 2018

Descoberto corpo celeste mais distante no Sistema Solar


Concepção artística do 2018 VG18 - o Sol aparece à distância. [Imagem: Illustration by Roberto Molar Candanosa is courtesy of the Carnegie Institution for Science.]

Objeto mais distante no Sistema Solar

Astrônomos descobriram o corpo celeste mais distante já observado em nosso Sistema Solar. É o primeiro objeto do Sistema Solar detectado a uma distância maior do que 100 vezes a distância entre a Terra e o Sol - essa distância é conhecida como unidade astronômica (ua).

Catalogado provisoriamente como 2018 VG18, e apelidado de "Farout" (muito longe, em tradução livre) por sua localização extremamente distante, o provavelmente planeta-anão está localizado a cerca de 120 unidades astronômicas do Sol.

Seu brilho sugere que ele tem cerca de 500 km de diâmetro, o que provavelmente lhe dá uma forma esférica, o que o tornaria um planeta anão. Ele tem um tom rosado, uma cor geralmente associada a objetos ricos em gelo.

Como o 2018 VG18 está tão distante, ele orbita muito lentamente, provavelmente levando mais de 1.000 anos para fazer uma volta completa ao redor do Sol. Serão necessárias observações de seguimento por vários anos para que sua órbita seja determinada com um mínimo de precisão.

Comparação das distância dos planetas principais e dos objetos mais distantes no Sistema Solar. [Imagem: Illustration by Roberto Molar Candanosa and Scott S. Sheppard is courtesy of the Carnegie Institution for Science.]

Planetas anões

O segundo mais distante objeto do Sistema Solar já observado é Eris, a cerca de 96 ua. Plutão está atualmente em cerca de 34 ua, tornando o 2018 VG18 mais de três vezes e meia mais distante do que o mais famoso planeta anão do Sistema Solar - Ceres, Haumea e Makemake também são considerados planetas anões.

A descoberta foi feita por Scott Sheppard (Fundação Carnegie), David Tholen (Universidade do Havaí) e Chad Trujillo (Universidade Nordeste do Arizona). As imagens da descoberta foram capturadas com o telescópio japonês Subaru, de 8 metros de diâmetro, localizado no topo do Mauna Kea, no Havaí, em 10 de novembro de 2018.

O 2018 VG18 foi descoberto como parte da busca contínua da equipe por objetos do Sistema Solar extremamente distantes, incluindo o hipotético Planeta X, às vezes também chamado de Planeta 9.

Em outubro, o mesmo grupo anunciou a descoberta de outro objeto do Sistema Solar distante, chamado 2015 TG387 e apelidado de "Duende" (Goblin), porque foi visto pela primeira vez perto do Halloween. O Goblin foi descoberto a cerca de 80 ua e tem uma órbita que é consistente com a influência de um planeta tipo super-terra, ainda desconhecido.

A existência de um nono planeta maior na fronteira do Sistema Solar, procurado há décadas, foi reivindicada por essa mesma equipe em 2014, quando eles descobriram o 2012 VP113, apelidado de Biden, que atualmente está a uma distância de cerca e 84 ua.
Fonte: Inovação Tecnológica

Um novo exoplaneta do tamanho de Netuno


Imagem de Neptuno obtida pela sonda Voyager em comparação com uma impressão de artista do exoplaneta K2-263b.Crédito: NASA; exoplanetkyoto.org

As incríveis descobertas exoplanetárias feitas pelas missões Kepler e K2 permitiram aos astrónomos começar a entender a história da Terra e porque difere dos seus diversos primos exoplanetários. Dois quebra-cabeças ainda pendentes incluem as diferenças entre a formação e evolução de planetas pequenos rochosos e não-rochosos, e a razão porque parece haver uma lacuna de tamanho com pouquíssimos exoplanetas mais ou menos com duas vezes o tamanho da Terra (planetas com raios mais pequenos são provavelmente rochosos ou parecidos com a Terra em termos de composição).

Para estimar a composição de um exoplaneta, é necessária a sua densidade, exigindo uma medição de massa e tamanho. Embora o raio possa ser estimado a partir da forma da curva do trânsito do planeta quanto este passa em frente e bloqueia parte da luz da sua estrela, a massa é mais difícil de determinar. No entanto, a fim de desenvolver uma imagem emergente, são necessárias massas mais precisas para mais planetas semelhantes em tamanho à Terra.

A missão exoplanetária K2 é a versão reavivada da missão exoplanetária Kepler. Juntas, descobriram milhares de exoplanetas e encontraram uma diversidade notável e inesperada na população exoplanetária. A missão K2 só era sensível a planetas de período curto (encontrou apenas alguns planetas com períodos maiores que 40 dias). O exoplaneta K2-263b orbita uma estrela menos massiva que o Sol (0,86 massas solares) localizada a 536 anos-luz de distância, medição esta obtida pelo satélite Gaia. Este exoplaneta tem um raio de 2,41 raios terrestres (com 5% de incerteza).

Os astrónomos Maria Lopez-Morales, Dave Charbonneau, Raphaelle Haywood, John Johnson, Dave Latham, David Phillips, e Dimitar Sasselov, do Instituto Harvard-Smithsonian para Astrofísica, utilizaram o espectrómetro HARPS-N de alta precisão, acoplado ao Telescópio Nacional Galileu em La Palma, Espanha, para medir a velocidade periódica do exoplaneta à medida que orbita a sua estrela e, assim, derivar a sua massa.

As medições de velocidade do HARPS-N foram incrivelmente precisas - com uma incerteza de uns meros 17,8 km/h, a velocidade de um ciclista lento. A partir dos detalhes orbitais, os cientistas obtiveram uma massa exoplanetária de 14,8 massas terrestres e uma densidade de aproximadamente 5,6 gramas por centímetro cúbico (em comparação, a densidade da água é uma grama por cada centímetro cúbico e a densidade média da Terra é 5,51 gramas por centímetro cúbico).

Os cientistas concluíram que K2-263b provavelmente contém uma quantidade equivalente de gelos em comparação com rocha, mais ou menos consistente com as ideias atuais de formação planetária e com as abundâncias relativas, numa nebulosa circunstelar, dos blocos de construção planetária como ferro, níquel, magnésio, silício, oxigénio, carbono e azoto. 
Fonte: Astronomia OnLine

17 de dezembro de 2018

Estrela Vida e Morte


As estrelas não estão vivas e, no entanto, falamos de suas origens e fins como “nascimento e morte”. É uma maneira conveniente, embora fantasiosa, de descrever a relação, enfim, malfadada entre matéria e energia, que é uma estrela. A radioastronomia ajudou os astrônomos a explorar as histórias de vida das estrelas, e aqui está o que aprendemos até agora.

O núcleo de uma estrela anã pode fundir hidrogênio por bilhões de anos antes que sua atmosfera inferior comece a ferver. Ele incha em um gigante vermelho, em seguida, continua se expandindo até que seus gases externos se afastem. Deixou para trás um núcleo quente que não pode mais se fundir, chamado de anã branca. CRÉDITO: A. Angelich, NRAO / AUI / NSF; NASA, ESA e a Colaboração Hubble Heritage (STScI / AURA) -ES / Hubble

Tipos de estrelas

Diferentes tipos de estrelas “vivem” e “morrem” de maneiras diferentes com base em quanto começaram e se nasceram com irmãos próximos. A cor de uma estrela é um indicador de sua temperatura. As estrelas mais frias são marrom a vermelho escuro, mal aquecidas o suficiente para brilhar, como as brasas resfriadas em um incêndio. As estrelas mais quentes são cegamente azuis e brancas, como a chama extrema da tocha de um soldador.

A estrela mais próxima que podemos estudar é o nosso sol. É uma estrela muito mediana, o que significa que as galáxias no Universo contêm estrelas cada vez menores, mais brilhantes e mais escuras, e mais quentes e mais frias do que o nosso Sol. O Sol e a maior parte das estrelas do Universo são chamados de estrelas anãs. Essas estrelas variam em tamanho, desde anãs marrons, que crescem até cerca de 8% da massa do nosso Sol, até anãs amarelas, que encontramos até cerca de 120% da massa do nosso Sol.

As estrelas gigantes mais raras podem ter até 100 vezes a massa do nosso Sol!

Vida e morte de anãs marrons

Anãs marrons mal são estrelas, pois elas brilham por apenas dez milhões de anos enquanto seus núcleos esmagam o raro elemento deutério em hélio. Depois que seu deutério se foi, anãs marrons brilham à luz invisível das ondas infravermelhas por bilhões de anos, suas entranhas agitadas e aquecidas pelo borbulhar de calor que escapa enquanto elas desmoronam lentamente sob seu peso. Estrelas anãs marrons acabarão esfriando e se tornando bolas escuras de gás frio.

Apesar de ser invisível para os telescópios ópticos, mais de 1.600 anãs marrons foram encontradas até agora. Astrônomos detectaram nuvens e clima em anãs marrons, muito parecido com as condições encontradas em planetas gigantes. Para nossa surpresa, no entanto, anãs marrons são brilhantes em raios-X e emitem poderosas ondas de rádio, fazendo com que elas também pareçam pulsares leves!

Anãs marrons são um elo fascinante entre planetas gigantes gasosos (como Júpiter e Saturno em nosso Sistema Solar) e estrelas, e seu estudo contínuo nos ajuda a entender melhor a formação de ambos ao longo de nossa Galáxia e além.

Vida e Morte das Estrelas Anãs

Estrelas gigantes gastam seu combustível em centenas de milhões de anos, fundindo-se em hélio, carbono e ferro. Cada novo estágio de fusão incha a estrela em uma supergigante vermelha cada vez maior. O núcleo de ferro implode em uma estrela de nêutrons e sua energia explode os gases externos em uma supernova. CRÉDITO: A. Angelich e B. Saxton, NRAO / AUI / NSF; Michael Bietenholz, Universidade de York

As estrelas anãs vermelhas, laranjas e amarelas podem manter o cabo de guerra - a gravidade se espremendo para dentro contra um núcleo de fusão que brilha para fora - há bilhões de anos. Suas entranhas caem, criando poderosos campos magnéticos ao redor deles.

Os campos magnéticos são maravilhosos radiodifusores de rádio, porque as partículas presas nos campos magnéticos emitem ondas de rádio em espiral. Os radiotelescópios nos ajudaram a aprender que as estrelas anãs têm superfícies tremendamente ativas, inundadas de manchas solares e chamas. Essas erupções alimentam suas atmosferas externas magneticamente carregadas com um fluxo constante de partículas.

A superfície do nosso Sol não é tão ativa quanto as de seus primos menores, e seu campo magnético mal energiza sua atmosfera externa o suficiente para emitir ondas de rádio que podemos detectar. O que torna nosso Sol tão diferente? A atividade da superfície do Sol poderia mudar em nossas vidas? Que efeito essa mudança teria na Terra?

Estudos atuais com nosso dedicado telescópio de rádio solar de 45 pés em Green Bank, além de observações com o VLA e o ALMA , visam aprender mais sobre a atividade de nosso Sol e como podemos prever seu comportamento futuro à medida que envelhece.

Todas as estrelas anãs acabam mudando, mas levam bilhões de anos para isso. Quando o núcleo de uma estrela anã finalmente usa o combustível de hidrogênio, ele precisa brilhar para fora, sua atmosfera externa começa a desmoronar sob seu próprio peso.

Quando se comprime no núcleo quente, uma fina camada de hidrogênio esmagado se funde em hélio. A fusão bombeia energia para a superfície, fervendo a atmosfera da estrela.

O gás fervente esfria à medida que se expande e a estrela inchaço assume uma cor mais vermelha. Inchando milhares de vezes seu tamanho original, esta estrela anã em expansão se torna uma gigante vermelha. Quando nosso Sol se tornar um gigante vermelho, ele irá inchar para engolir a Terra!

Durante os dois bilhões de anos de sua fase gigante vermelha, seu núcleo quente fica coberto pelas cinzas de hélio da camada que queima acima. Para as estrelas, a massa do Sol ou mais, esse fardo aumenta a temperatura do núcleo até que seu hélio esteja quente o suficiente para se fundir ao carbono.

Uma estrela gigante vermelha queima quase dez vezes mais energia que uma estrela anã. Em apenas algumas centenas de milhões de anos, o gigante vermelho queima seu hélio e colapsa novamente. Isso funde uma camada de hélio acima do núcleo de carbono mais quente, que cria calor suficiente para ferver os gases externos da estrela com tanta força que se expande além de sua capacidade de manter-se firme. No entanto, a estrela anã não tem massa suficiente para esmagar o núcleo de carbono em elementos mais pesados, e o núcleo pára de se fundir.

Anã branca

Um núcleo quente de átomos de carbono se mantém unido, graças à gravidade, mas resiste ao esmagamento, graças à pressão dos espaços dentro dos átomos. Se você já tentou apertar um balão, é um tipo similar de pressão, mas em uma escala gigantesca. Nós chamamos este ato de equilíbrio delicado de uma anã branca.

Os gases externos em expansão eventualmente voam, deixando a anã branca exposta para esfriar gradualmente em uma anã negra.

Se uma anã branca não está sozinha, no entanto, e está em um par de perto com outra estrela, as chances são altas de que este não é o fim da história da anã branca, e os radiotelescópios avistam a continuação da história.

Uma anã branca é estável desde que não seja mais do que 1,4 vezes a massa do nosso Sol, um valor chamado limite de Chandrasekhar. No entanto, como a estrela companheira de uma anã branca passa por sua fase gigante, ela provavelmente inchará o suficiente para derramar hidrogênio na anã branca. Isso arruinará a estabilidade da anã branca. Se ganhar gás suficiente para tombar a massa do equilíbrio, a anã branca irá detonar, deixando para trás apenas uma exibição de fogos de artifício em constante expansão de matéria estelar em explosão. 

Morte das Estrelas Gigantes

Estrelas supergigantes se fundem com seu combustível em apenas alguns milhões de anos, às vezes inchando em supergigantes vermelhas, mas outras vezes não, permanecendo azul quente até seus núcleos implodirem em um buraco negro. CRÉDITO: A. Angelich, NRAO / AUI / NSF

Estrelas gigantes variam de cerca de 3 vezes a massa do nosso Sol até as hipergiantes, que podem ser 100 vezes a massa do Sol. O núcleo de uma estrela gigante está sob pressão extrema e constante do peso de si mesmo. Seus átomos se fundem furiosamente para liberar as enormes quantidades de energia necessárias para sustentar seu pesado fardo de gás.

Como resultado, os gigantes brilham ferozmente, azul e branco-quente, e espalham partículas em enormes ventos. Essas partículas emitem ondas de rádio e os radiotelescópios captam os sinais de estrelas gigantes em toda a nossa galáxia.  O equilíbrio extremo de uma estrela gigante, no entanto, não dura muito. Seu núcleo funde o hidrogênio disponível em hélio em cerca de 100.000 anos. Então, precisa de apenas alguns duzentos anos para comprimir e produzir carbono, oxigênio e silício antes de construir ferro dentro de seu núcleo.

A energia desta fusão frenética se derrama em sua atmosfera enorme, fervendo-a em supergigante vermelha. (Apenas as estrelas hipersensas mais massivas se fundem com rapidez suficiente para permanecerem azul-quentes em suas superfícies.)

Supergigantes vermelhas estremecem em brilho enquanto o equilíbrio entre as fases de queima. No entanto, eles continuam a transmitir partículas, enquanto seus núcleos se fundem furiosamente a elementos mais pesados ​​e mais pesados, e nossos radiotelescópios vêem erupções de suas superfícies à medida que agitam seu combustível. Os ambientes desajeitados que cercam algumas dessas poderosas estrelas irradiam como faróis de rádio à medida que são atingidos pela energia do derramamento.

Eventualmente, o ferro se torna um parasita dentro do núcleo de uma estrela supergigante, porque em vez de liberar energia quando se funde em elementos mais pesados, o ferro precisa de energia. O ato de equilíbrio de uma estrela gigante requer produção de energia a partir do núcleo que a fusão do ferro não pode fornecer.

Com nada para detê-lo, o peso de sua atmosfera finalmente se choca com o núcleo de ferro não-fusível, espremendo os espaços de seus átomos. Os elétrons se chocam com prótons e uma quantidade estupenda de energia é liberada à medida que formam nêutrons. O súbito derramamento de energia lança os gases da estrela em uma expansão eterna para o espaço. Por dias, a explosão brilha mais que todas as estrelas de uma galáxia combinadas. É chamado de supernova.

À medida que os gases se afastam, eles o fazem de acordo com o tamanho de seus átomos. Os radiotelescópios veem os sinais dos elementos que a estrela gigante fez ao longo de sua curta vida útil, e observam como seus gases explosivos chocam as nuvens próximas à sua passagem, provocando uma nova geração de estrelas e planetas a se formar. O estudo de supernovas é importante em áreas além do estudo da evolução estelar. As curvas de luz de supernovas de galáxias distantes podem ser usadas para determinar as distâncias até os confins do Universo.

Estrelas de nêutrons

A esfera comprimida de nêutrons deixada para trás é conhecida como estrela de nêutrons. Estrelas de nêutrons são extremamente densas - enquanto elas têm apenas alguns quilômetros de largura, mas contêm mais massa do que todo o nosso Sol.

Os radiotelescópios descobrem e monitoram milhares de estrelas de nêutrons que giram rapidamente, conhecidas como pulsares. Os pulsares nos dizem tanto sobre a morte de estrelas gigantes quanto sobre o comportamento das partículas atômicas esmagadas dentro deles. Também usamos os batimentos precisos de pulsares como relógios e bóias para medir eventos e estruturas no espaço.

Buracos Negros

Estrelas particularmente massivas, com mais de oito vezes a massa do nosso Sol, esmagam os átomos de seus núcleos, passando por estrelas de nêutrons, até um estado incompreensível de matéria colapsada que é incrivelmente difícil de imaginar ou explicar. O objeto em colapso é tão denso que a força da gravidade perto de sua superfície é mais forte que a velocidade da luz. Se a luz não pode brilhar em sua superfície, não podemos vê-la diretamente, e chamamos a esse cadáver um buraco negro estelar.

Como a matéria interage com os fortes campos magnéticos e gravitacionais que cercam os buracos negros estelares, ela libera ondas de rádio. Com radiotelescópios, medimos as rotações, pesos, idades, temperaturas e localizações de milhares desses cadáveres exóticos em nossa galáxia e em outras galáxias em todo o universo. Observou-se recentemente que um buraco negro supermassivo no centro da nossa galáxia tem matéria caindo em alta velocidade. O telescópio de rádio pode observar periodicamente este assunto para determinar propriedades sobre o buraco negro e seu ambiente.
Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Recém Chegada OSIRIS-REX já descobriu água no asteroide Bennu

Dados recentemente analisados da missão OSIRIS-REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, Security-Regolith Explorer) da NASA revelaram água em argilas que compõem o seu alvo científico, o asteroide Bennu.

Durante a fase de aproximação da missão, entre meados de agosto e o início de dezembro, a sonda viajou 2,2 milhões de quilómetros na sua jornada da Terra para alcançar uma posição a 19 km de Bennu no dia 3 de dezembro. Durante esse tempo, a equipa de cientistas na Terra apontou três dos instrumentos da nave para Bennu e começou a fazer as primeiras observações científicas do asteroide. A OSIRIS-REx é a primeira missão da NASA de retorno de amostras de um asteroide.

Dados obtidos a partir de dois espectrómetros da sonda, o OVIRS (OSIRIS-REx Visible and Infrared Spectrometer) e o OTES (OSIRIS-REx Thermal Emission Spectrometer), revelaram a presença de moléculas que contêm átomos de oxigénio e hidrogénio ligados, conhecidos como "hidroxilos". A equipa suspeita que estes grupos hidroxilos existam globalmente no asteroide em minerais argilosos, o que significa que, em algum momento, o material rochoso de Bennu interagiu com água. Embora o próprio Bennu seja pequeno demais para abrigar água líquida, a descoberta indica que a água líquida estava presente num determinado ponto da história do corpo parente de Bennu, um asteroide muito maior.

"A presença de minerais hidratados no asteroide confirma que Bennu, um remanescente do início da formação do Sistema Solar, é um exemplo excelente para a missão OSIRIS-REx estudar a composição de voláteis e materiais orgânicos primitivos," afirma Amy Simon, cientista do instrumento OVIRS no Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, no estado norte-americano de Maryland. "Quando as amostras deste material chegarem à Terra em 2023, os cientistas receberão um tesouro de novas informações sobre a história e evolução do nosso Sistema Solar."

Além disso, os dados obtidos pela OCAMS (OSIRIS-REx Camera Suite) corroboram as observações telescópicas terrestre de Bennu e confirmam o modelo original desenvolvido em 2013 pelo chefe da equipa científica da OSIRIS-REx, Michael Nolan, e colaboradores. Esse modelo previu com bastante precisão a forma real do asteroide: o diâmetro de Bennu, a rotação, a inclinação e a forma geral são quase como modelados. 

Um "outlier" do modelo previsto da forma é o tamanho da grande rocha perto do polo sul de Bennu. O modelo, desenvolvido com base em observações terrestres, calculou que a rocha teria pelo menos 10 metros de altura. Os cálculos preliminares das observações da OCAMS mostram que o pedregulho está mais próximo dos 50 metros de altura, com uma largura de aproximadamente 55 metros.

O material à superfície de Bennu é uma mistura de regiões muito rochosas, cheias de pedregulhos e algumas regiões relativamente planas que não têm pedregulhos. No entanto, a quantidade de pedras à superfície é maior do que o esperado. A equipa fará observações adicionais a distâncias menores para avaliar com mais precisão o local onde poderá ser obtida a amostra para envio posterior para a Terra.

"Os nossos dados iniciais mostram que a equipa escolheu o asteroide correto como alvo da missão OSIRIS-REx. Ainda não descobrimos nenhum problema insuperável em Bennu," comenta Dante Lauretta, investigador principal da OSIRIS-REx na Universidade do Arizona, em Tucson. "A sonda está bem de saúde e os instrumentos científicos estão a funcionar melhor do que o necessário. Agora é hora da nossa aventura começar."

A missão está atualmente a realizar um levantamento preliminar do asteroide, fazendo com que a sonda passe pelo polo norte, equador e polo sul de Bennu a distâncias de até 7 km para melhor determinar a massa do asteroide. Os cientistas e engenheiros da missão têm que conhecer a massa do asteroide a fim de projetar a inserção da nave em órbita porque a massa afeta a atração gravitacional do objeto. A determinação da massa de Bennu também ajudará a equipa científica a compreender a estrutura e composição do asteroide.

O levantamento também fornece a primeira oportunidade para o OLA (OSIRIS-REx Laser Altimeter), um instrumento fornecido pela Agência Espacial Canadiana, fazer observações, agora que a sonda está perto de Bennu. 

A primeira inserção orbital da sonda está programada para dia 31 de dezembro e a OSIRIS-REx permanecerá em órbita até meados de fevereiro de 2019, quando sair para dar início a outra série de "flybys" para a próxima fase do levantamento. Durante a primeira fase orbital, a nave orbitará o asteroide a uma distância de 1,4-2 km do centro de Bennu - estabelecendo novos recordes para o corpo mais pequeno já orbitado por uma nave e a órbita mais próxima de um corpo planetário por qualquer sonda.
Fonte: Astronomia OnLine

Estrelas Anãs Negras: O Fim (Teórico) da Evolução Estelar

O estágio final da evolução estelar para muitas estrelas é uma anã negra. Como não emitem calor ou luz, esses objetos seriam um desafio para detectar se existiam hoje. No entanto, anãs negras demoram quatrilhões de anos para se formar. Com menos de 14 bilhões de anos, o universo ainda é jovem demais para ter criado anãs negras.
Uma  estrela da seqüência principal  que não tem a massa necessária para explodir em uma  supernova  se tornará uma  anã branca , uma estrela "morta" que queimou todo o seu hidrogênio e combustível de hélio. Mas a anã branca permanece quente por algum tempo, assim como um queimador de fogão ainda emite calor mesmo quando está desligado.
Depois de um tempo extremamente longo, todo o calor restante será irradiado. Não mais emitindo calor ou luz, a anã branca se tornará uma anã negra. Porque não emite radiação, é quase impossível de ver. No entanto, a anã negra ainda manteria sua massa, permitindo aos cientistas detectar os efeitos produzidos por seu  campo gravitacional .
Mas não há necessidade de começar a procurar as elusivas anãs negras ainda. No momento, eles são estritamente teóricos. Os cientistas calcularam que uma anã branca levará pelo menos cem milhões de bilhões de anos para esfriar e se tornar uma anã negra, segundo o astrônomo Ethan Siegel .
Mesmo que uma anã branca tenha se formado no momento do  Big Bang  - o que é impossível, já que uma estrela deve passar por vários estágios evolutivos que levam pelo menos um bilhão de anos - ela ainda seria uma anã branca hoje, ainda não tendo sido suficientemente resfriado. Anãs marrons , objetos pequenos demais para chegar ao ponto de fusão, já foram chamados de anãs negras. Uma anã negra não deve ser confundida com um  buraco negro  ou uma  estrela de nêutrons , os quais foram observados.
Fonte: SPACE

Hubble encontra exoplaneta distante evaporando rapidamente

Impressão de artista que mostra uma nuvem gigante de hidrogénio oriunda de um planeta quente Crédito: NASA, ESA e D. Player (STScI)

A velocidade e a distância a que os planetas orbitam as suas respetivas estrelas pode determinar o destino de cada um - se permanece uma parte integrante do seu sistema solar ou se evapora mais rapidamente para o cemitério escuro do Universo. Na sua busca por aprender mais sobre planetas distantes para lá do nosso próprio Sistema Solar, os astrónomos descobriram que um planeta de tamanho médio, com aproximadamente o tamanho de Neptuno, de nome GJ 3470b, está a evaporar 100 vezes mais depressa do que um planeta previamente descoberto de tamanho similar, chamado GJ 436b.

As descobertas, publicadas ontem na revista Astronomy & Astrophysics, avançam o conhecimento dos astrónomos sobre a evolução planetária. Esta é a prova de que os planetas podem perder uma parte significativa de toda a sua massa," comenta David Sing, professor emérito da Universidade Johns Hopkins e autor do estudo. "GJ 3470b está a perder mais massa do que qualquer outro planeta que vimos até agora; daqui a alguns milhares de milhões de anos, pode ter desaparecido metade do planeta."

O estudo faz parte do programa PanCET (Panchromatic Comparative Exoplanet Treasury), liderado por Sing, que visa medir as atmosferas de 20 exoplanetas no ultravioleta, no visível e no infravermelho enquanto orbitam as suas estrelas. O PanCET é o maior programa de observação exoplanetária a ser executado com o Telescópio Espacial Hubble da NASA.

Uma questão de particular interesse para os astrónomos é como os planetas perdem a sua massa através da evaporação. Planetas como as "super" Terras e os Júpiteres "quentes" orbitam muito mais perto das suas estrelas e são, portanto, mais quentes, fazendo com que a camada mais externa das suas atmosferas seja "soprada" através de evaporação. Embora estes exoplanetas maiores, do tamanho de Júpiter, e mais pequenos, do tamanho da Terra, sejam abundantes, os exoplanetas de tamanho médio, como Neptuno - cerca de quatro vezes o tamanho da Terra - são raros. Os investigadores levantam a hipótese de que estes Neptunos são despojados das suas atmosferas e, finalmente, tornam-se planetas mais pequenos. 

No entanto, é difícil testemunhar ativamente estas etapas porque só podem ser estudados no ultravioleta, o que limita os cientistas a estudar estrelas próximas a não mais do que 150 anos-luz da Terra e não obscurecidas por material interestelar. GJ 3470b está a 96 anos-luz de distância e orbita uma estrela anã vermelha na direção da constelação de Caranguejo. Neste estudo, o Hubble descobriu que o exoplaneta GJ 3470b perdeu significativamente mais massa e tinha uma exosfera visivelmente menor do que o primeiro exoplaneta do tamanho de Neptuno estudado, GJ 436b, devido à sua menor densidade e ao recebimento de uma forte explosão de radiação da sua estrela hospedeira.

A densidade mais baixa de GJ 3470b faz com que seja incapaz de se agarrar gravitacionalmente à atmosfera aquecida e, enquanto a estrela que hospeda GJ 436b tem entre 4 e 8 mil milhões de anos, a estrela-mãe de GJ 3470b tem apenas 2 mil milhões de anos. Uma estrela mais jovem é mais ativa e poderosa e, portanto, tem mais radiação para aquecer a atmosfera do planeta.

A equipa de Sing estima que GJ 3470b possa já ter perdido até 35% da sua massa total e, daqui a alguns milhares de milhões de anos, todo o seu gás pode ser retirado, deixando para trás apenas um núcleo rochoso.  Estamos a começar a melhor entender como os planetas se formam e quais as propriedades que influenciam a sua composição geral," explica Sing. 

"O nosso objetivo com este estudo e o abrangente programa PanCET é observar de modo geral as atmosferas destes planetas para determinar como cada um é afetado pelo seu próprio ambiente. Ao comparar planetas diferentes, podemos começar a juntar as peças do puzzle da sua evolução."

Olhando para o futuro, Sing e a sua equipa esperam estudar mais exoplanetas procurando hélio no infravermelho, o que permitirá um maior alcance de investigação do que a busca por hidrogénio na luz ultravioleta. Atualmente, os planetas que são compostos na sua maioria por hidrogénio e hélio, só podem ser estudados através do rastreamento do hidrogénio no ultravioleta. Usando o Hubble, o Telescópio Espacial James Webb da NASA (que terá uma maior sensibilidade ao hélio), e um novo instrumento chamado Carmenes que Sing descobriu recentemente poder rastrear com precisão a trajetória dos átomos de hélio, os astrónomos serão capazes de ampliar a sua busca por planetas distantes.
Fonte: Astronomia OnLine

13 de dezembro de 2018

Sonda Parker, da NASA, tira primeira foto dentro da atmosfera do Sol

A imagem registrada no dia 8 de novembro mostra parte da atmosfera do Sol (Foto: NASA)

A Parker Solar Probe, sonda que a NASA enviou em agosto para "tocar" o Sol, já quebrou o recorde de a nave mais veloz que a humanidade já construiu, e está cumprindo o seu objetivo de chegar mais perto da nossa estrela do que nunca. Agora, a Parker nos presenteou com sua primeira fotografia registrada de dentro da atmosfera solar.
Nos próximos sete anos, a sonda fará mais 24 aproximações do Sol, chegando a cerca de 6 milhões de quilômetros de sua superfície em sua aproximação máxima. No dia 6 de novembro, a Parker esteve a 24 milhões de km da superfície solar, o que é duas vezes mais próximo do Sol do que qualquer espaçonave anterior que já foi enviada por lá — no caso, a Helios, na década de 1970.
Até o dia 7 de dezembro, a sonda estava no lado oposto do Sol em relação à Terra e, por isso, não estava transmitindo suas observações até então. Depois que a sonda rumou a uma região favorável às comunicações, a equipe da NASA recebeu a fotografia que mostra a coroa solar de pertinho (sendo a coroa a fina atmosfera solar externa). Com a missão, a agência espacial espera desvendar o mistério do por que a coroa solar é cerca de 300 vezes mais quente do que a superfície do astro.
A Parker Solar Probe é ainda a primeira sonda da NASA nomeada a partir de uma pessoa viva, homenageando o astrofísico Eugene Parker, de 91 anos, que foi o primeiro cientista a apresentar a teoria do vento solar supersônico, o que aconteceu em 1958.
Fonte: Canaltech / NASA

Explorando a natureza variável de R Aquarii


O sistema R Aquarii consiste numa estrela binária simbiótica rodeada por uma enorme nebulosa dinâmica. Tais binários contêm duas estrelas em interação numa relação complexa e desigual — uma anã branca e uma gigante vermelha. Num ato inquietante de canibalismo estelar, a anã branca “engole” matéria da sua companheira maior. A gigante vermelha atormentada e a anã branca instável ejetam ocasionalmente matéria em estranhos jactos, arcos e rastros, dando origem às formas curiosas observadas nestas imagens.

Nesta imagem de comparação — um caso raro de evolução dinâmica capturada por telescópios colocados no solo — podemos ver a diferença que 15 anos podem fazer. Apesar de ser apenas um mero piscar de olhos à escala cósmica, o certo é que temos aqui a oportunidade ideal de observar um verdadeiro sistema dinâmico a mudar de forma no céu.

Estas imagens mostram a evolução não apenas de R Aquarii mas também das nossas capacidades observacionais. A imagem mais antiga foi obtida pelo Telescópio Óptico Nórdico de 2,5 metros, instalado na ilha de La Palma, Espanha. A imagem de 2012 foi captada pelo Very Large Telescope de 8 metros do ESO e revela detalhes desta extraordinária estrela simbiótica bastante mais intrincados.

Esta imagem de comparação é o primeiro ato da Semana de R Aquarii do ESO, durante a qual exploraremos este objeto intrigante e a sua evolução. Revelaremos a natureza dramática e variável de R Aquarii, mostrando como é que este objeto evoluiu e se expandiu ao longo de anos de observação.
Fonte: ESO

Fluido de massa negativa: nova teoria unifica matéria escura e energia escura em um único fenômeno

Uma nova teoria proposta por um cientista da Universidade de Oxford (Reino Unido) pode resolver uma das maiores questões da física moderna. A ideia é unificar a matéria escura e a energia escura em um único fenômeno: um fluido que possui “massa negativa”. Se você empurrasse tal massa negativa, ela aceleraria em sua direção.  A hipótese também se encaixa com uma previsão correta que Einstein fez há 100 anos.

LambdaCDM

Nosso modelo atual e amplamente conhecido do universo, chamado LambdaCDM, não nos diz nada sobre como a matéria escura e a energia escura são fisicamente. Nós só sabemos que elas existem por causa dos efeitos gravitacionais que têm em outro tipo de matéria, observável. O novo modelo, teorizado pelo Dr. Jamie Farnes, oferece uma explicação alternativa. 

“Pensamos agora que tanto a matéria escura quanto a energia escura podem ser unificadas em um fluido que possui um tipo de ‘gravidade negativa’, repelindo todo o material ao seu redor. Embora este material seja peculiar para nós, sugere que nosso cosmos é simétrico tanto em qualidades positivas quanto negativas”, esclarece.

A existência de matéria negativa havia sido descartada anteriormente, já que se pensava que esse material se tornaria menos denso à medida que o universo se expande, o que contraria nossas observações. 

No entanto, a pesquisa do Dr. Farnes aplica um “tensor de criação”, que permite que massas negativas sejam continuamente criadas. Se mais e mais massas negativas surgem continuamente, este fluido de massa negativa não se dilui durante a expansão do cosmos. Na verdade, o fluido parece ser idêntico à energia escura.

Halos de matéria escura

A teoria do Dr. Farnes também fornece as primeiras previsões corretas do comportamento dos halos da matéria escura.  A maioria das galáxias gira tão rapidamente que deveria se dilacerar, o que sugere que um “halo” invisível de matéria escura deve evitar tal destruição. 

A nova hipótese apresenta uma simulação computacional das propriedades da massa negativa, que prevê a formação de halos de matéria escura exatamente como os inferidos por observações usando radiotelescópios modernos.

Einstein e a constante cosmológica

Albert Einstein forneceu o primeiro indício de tal fenômeno exatamente há 100 anos, quando descobriu um parâmetro em suas equações conhecido como “constante cosmológica”, que agora sabemos ser sinônimo de energia escura.  Einstein notoriamente chamou a constante cosmológica de seu “maior erro”, embora as observações astrofísicas modernas provem que é um fenômeno real.

Em notas que datam de 1918, o físico escreveu que “uma modificação da teoria é requerida tal que ‘o espaço vazio’ assuma o papel de gravitar massas negativas que estão distribuídas por todo o espaço interestelar”. Portanto, é possível que o próprio Einstein tenha previsto um universo cheio de massa negativa.

O Dr. Farnes simplifica:

“Abordagens anteriores para combinar energia escura e matéria escura tentaram modificar a teoria da relatividade geral de Einstein, o que se mostrou incrivelmente desafiador. Essa nova abordagem adota duas velhas ideias que são reconhecidas como compatíveis com a teoria de Einstein – massas negativas e criação de matéria – e as combina. O resultado parece bastante bonito: a energia escura e a matéria escura podem ser unificadas em uma única substância, sendo ambos os efeitos simplesmente explicáveis como matéria de massa positiva surfando em um mar de massas negativas”.

Testando a hipótese

Como saberemos se esta nova teoria é correta? Testes realizados com um radiotelescópio de ponta conhecido como Square Kilometre Array (SKA), um esforço internacional com o qual a Universidade de Oxford colabora, poderiam nos trazer evidências.  Ainda há muitas questões teóricas e simulações computacionais para trabalharmos, e o LambdaCDM tem uma vantagem de quase 30 anos, mas estou ansioso para ver se esta nova versão estendida pode ‘casar’ com evidências observacionais. Se for real, sugere que os 95% do cosmos ausentes têm uma solução estética: esquecemos de incluir um simples sinal de menos”, conclui o Dr. Farnes.
A hipótese foi publicada em um artigo na revista científica Astronomy and Astrophysics. 
Fonte: Hypescience.com
[Phys]
Related Posts Plugin for WordPress, Blogger...

Artigos Mais Lidos