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Posts Tagged ‘astronomia’

Buracos negros por todo o universo

quarta-feira, 15 jun 2011; \24\America/New_York\America/New_York\k 24 2 comentários

Imagem composta do Telescópio Hubble (luz visível) e Telescópio Chandra (raios X) de galáxias a cerca de 12 bilhões de anos-luz de distância (redsfhit 6 a 7), quando o universo tinha cerca de 800 milhões de anos. A cor azul representa a imagem em raios X, vermelho no infravermelho, e demais cores no visível. Clique para ampliar.

Notícia marcante no dia de hoje: a NASA anunciou que amanhã a Nature publicará a primeira imagem em raios X do universo quando ele tinha apenas cerca de 800 milhões de anos, e… a primeira visão de buracos negros em escalas cosmológicas! Segundo o anúncio da NASA, a imagem em raios X permite estimar que para mais de 30% de todas as galáxias tem um buraco negro supermassivo no centro — astros até um bilhão de vezes mais pesados que o Sol — senão todas elas.

A imagem é do Telescópio Espacial Chandra de raios X. Este é um feito técnico impressionante, pois esses objetos a essa distância 12 bilhões de anos-luz são quase invisíveis mesmo aos melhores telescópios de raios X. A câmera do telescópio ficou 46 dias ininterruptos capturando a imagem. Buracos negros supermassivos são em princípio visíveis ao telescópio porque muitas vezes eles são acompanhados de estrelas vizinhas que começam a ter seu material sugado em direção ao buraco negro, e os elétrons do gás que compõe a estrela são acelerados com energias tipicamente próximas da região dos raios X altamente energéticos a medida que o gás entra no buraco negro (vide figura abaixo).

Simulações numéricas mostram que as primeiras estrelas do universo eram muito pesadas, viveram poucos milhões de anos e colapsaram para formar buracos negros supermassivos. O resultado de Chandra era portanto esperado.

A imagem é suplementar ao Telescópio Espacial Hubble que já mapeou a mesma região do céu na mesma distância mas na freqüência da luz visível. Os astrônomos já haviam observado que há correlações entre a massa dos buracos negros e a taxa de formação de estrelas na galáxias onde eles habitam no caso de galáxias relativamente próximas (e portanto, de idade similar a da nossa) e também com o formato da distribuição de matéria escura nas galáxia, em muito devido ao trabalho do astrônomo de Dartmouth Ryan Hickox. Porque os buracos negros influenciam a formação de estrelas e aglutinação de massa nas galáxias ainda não se sabe. O estudo que sairá amanhã na Nature é o primeiro a analisar a formação de buracos negros em galáxias tão antigas, mas os detalhes só amanhã.

Para mais sobre a relação da formação de buracos negros e galáxias, considere esse colóquio de Ryan Hickox (60min, em inglês).


Ilustração do que acontece quando uma estrela passa perto de um buraco negro. A medida que o gás cai no buraco, os elétrons do gás da estrela são acelerados e emitem raios X, visíveis ao telescópio Chandra. Crédito da foto: NASA (domínio público).

Atualização 1 16/06: artigo publicado hoje na Nature.

Atualizações do Ultra Deep Field, Planck e LHC

quarta-feira, 9 dez 2009; \50\America/New_York\America/New_York\k 50 Deixe um comentário

Planck

Já faz algum tempo que eu gostaria de passar a notícia (atrasada) que o satélite Planck vai bem, obrigado. No presente momento, o cronograma atualizado da missão espera que em 2012 os resultados das medidas precisas de anisotropia da radiação cósmica de fundo se tornem públicas.

Ultra Deep Field

Logo depois que o Hubble sofreu sua atualização este ano, a câmera do Hubble Ultra Deep Field (HUDF) permitiu detectar as primeiras galáxias com redshift z ~ 8 (o recorde era z ~ 7). E ontem a imagem do HUDF foi atualizada.

Hubble Ultra Deep Field 2009

LHC

O LHC realizou a primeira colisão de prótons a energia de 2.36 TeV.

Tomografia do universo revela evidência de energia escura

terça-feira, 3 nov 2009; \45\America/New_York\America/New_York\k 45 5 comentários

Resultado da análise de lentes gravitacionais usando o telescópio espacial Hubble revelou evidência independente da expansão acelerada do universo.

O conjunto de evidências favoráveis ao modelo do Big Bang com expansão acelerada acaba de crescer. Um grupo de astrônomos e astrofísicos de países da Europa, Estados Unidos e China — chamada colaboração COSMOS — finalizou uma detalhada análise da distribuição de lentes gravitacionais que indica que o universo é descrito pelo modelo do Big Bang com aceleração. O grupo utilizou dados de uma câmera do telescópio espacial Hubble que fotografa galáxias próximas a Terra dentro de uma área de aproximadamente (1.6°)2. Através de um método de estimativa do desvio para o vermelho da luz das galáxias, COSMOS mediu parte da distribuição de massa do universo em diferentes distâncias para concluir que esta exige um termo de aceleracão para a expansão do universo. Cosmólogos medem a contribuição da aceleração do universo em termos de um parâmetro conhecido como a (densidade da) constante cosmológica, que é zero em universo em expansão desacelerada, e positivo para um universo acelerado, \Omega_\Lambda. O recente resultado, publicado hoje, revela que

\Omega_\Lambda > 0.32.

Esse número significa que pelo menos 32% da densidade de energia do universo está na forma da componente responsável pela expansão acelerada, genericamente chamada de energia escura.

O método usado pelo grupo COSMOS é inédito, e é importante porque revela uma medida da aceleração da expansão do universo que independe da calibração de distância inventada com as medidas de supernovas tipo Ia — esta foi a relação entre intensidade da luz emitida pela supernova em função de sua distância, que permitiu a descoberta da aceleração do universo em 1998.

Lentes gravitacionais fracas

Fig. 1: Imagem do telescópio espacial Hubble do aglomerado de galáxias Abell 2218. O campo gravitacional das galáxias do aglomerado distorce a imagem de galáxias que estejam atrás deste, que tem sua forma esticada em uma elipse, que são os arcos visíveis ao redor do aglomerado.

Toda vez que um raio de luz passa perto de uma massa M, o campo gravitacional de M atrai o raio de luz, causando uma deflexão. Esta deflexão foi vista pela primeira vez por Arthur Eddington e constituiu uma das primeiras evidências a favor da teoria da Relatividade Geral de Einstein. Um conjunto de galáxias funciona como a massa M para galáxias próximas que estejam atrás do aglomerado vistas em relação a Terra, causando um desvio visível em fotografias, como a imagem do aglomerado de Abell 2218. Nesse caso, o fenômeno é conhecido como lente gravitacional forte.

Como todo objeto no universo emite luz que, inexoravelmente, passa perto de diversas massas M até chegar a Terra, é possível dizer que toda imagem vista por nós contém algum nível de distorção gravitacional. O efeito é esquematizado na Fig. 2, e nesse caso é conhecido como lente gravitacional fraca. Nesse caso, a deflexão da luz é causada por várias massas m distantes da linha de propagação da luz, causando um pequeno desvio da posição da fonte de luz. Embora o desvio seja pequeno, e não seja possível determinar a posição original do astro, é possível observar o padrão de distorção causado pelo meio material entre a fonte e nós, Fig. 2. Esse padrão permite inferir a quantidade de massa gravitacional que existe entre as galáxias sendo observadas e nós na Terra.

Fig. 2: Desenho esquemático de lente gravitacional fraca. A distorção na distribuição foi exagerada para melhor visualização. Imagem da Wikipedia. O lado esquerdo ilustra a imagem sem lente gravitacional, o lado direito com.

Tomografia de lentes gravitacionais

A colaboração COSMOS utilizou um católogo de lentes gravitacionais fracas associado a uma medida do desvio para o vermelho das galáxias na amostra. A distorção da imagem causada pelo campo gravitacional é o que dá informação sobre o conteúdo do universo, e a variação com desvio para o vermelho permite saber como este conteúdo evolui com a distância. O método então permite acompanhar no tempo a evolução da distribuição de massa do universo, e ficou conhecido como tomografia de lentes gravitacionais fracas.

Não é possível, naturalmente, definir qual é a posição exata de cada galáxia devido a distorção da posição causada pela desconhecida distribuição do campo gravitacional, no entanto, é possível obter informação sobre a correlação da distribuição de galáxias, isto é, a probabilidade de se encontrada uma galáxia na posição x, outra ser encontra na posição y. A medida da distribuição da fonte do campo gravitacional em função da distância contém a informação de que há um grande componente na fonte do campo gravitacional que é independente da distância: é a constante cosmológica.

Assumindo que o universo é plano, os dados de COSMOS indicam que no momento mais recente do universo (i.e. para desvios para o vermelho da luz da ordem de um), a densidade de matéria é aproximadamente

\Omega_m = 0.27.

Isso significa que aproximadamente 27% da densidade de energia do universo hoje se encontra na forma de massa com baixas velocidades em comparação a da luz. Como o universo hoje é composto predominantemente por massa e talvez energia escura, sabendo que a soma de todas as densidades de energia é igual a 1 (que é verdade apenas para o universo plano), conclui-se que cerca de 73% da densidade de energia está em forma de energia escura. Permitindo que a geometria do universo não seja necessariamente plana, não é possível extrair um único valor para \Omega_\Lambda, no entanto, é possível demonstrar que os dados implicam que a quantidade

q_0 = \Omega_m / 2 - \Omega_\Lambda

é negativa, logo \Omega_\Lambda não pode ser zero, e portanto o universo é acelerado.

O que ainda não se sabe sobre a aceleração do universo

COSMOS demonstrou que lentes gravitacionais fracas podem ser utilizadas para extrair informação cosmológica útil. O próximo passo é entender a evolução temporal das distribuições de massa do universo e da energia escura. A evolução temporal (se alguma) da energia escura é o que pode nos dizer sua origem física: se ela é uma constante cosmológica, ou se é mais outro campo físico da Natureza.

Mais informações

  1. Tim Schrabback et al., arXiv:0911.0053
  2. Matthias Bartelmann, Peter Schneider, astro-ph/9912508.
  3. Wikipedia

Quando buracos negros colidem

domingo, 26 jul 2009; \30\America/New_York\America/New_York\k 30 3 comentários

Em 1964, Susan Hahn e Richard Lindquist, então na IBM Nova York, decidiram estudar numericamente a evolução temporal de dois buracos de minhoca (Ann. Phys. 29:2 304 (1964)). Parece uma tarefa fácil: você decompõe as equações da Relatividade Geral em uma forma adequada, coloca no computador e pede a resposta! Mas Hahn e Lindquist encontraram uma pedra no caminho: o programa congelava antes de dar qualquer resposta útil. A simulação era impossível. O que eles descobriram foi um problema que demorou mais de quarenta anos para ser solucionado: como resolver as equações da Relatividade Geral em um computador?

Várias tentativas foram realizadas desde o pioneiro trabalho de Hahn e Lindquist em busca do tratamento numérico adequado para a Relatividade Geral e envolveu físicos teóricos eminentes como Kip Thorne e Saul Teukolsky, mas sem nenhum sucesso. Em 1990, o projeto LIGO, o experimento que tem a maior chance de em breve detectar as ondas gravitacionais, trouxe grande pressão para a resolução desse problema. Estimava-se que as maiores fontes de luminosidade em ondas gravitacionais no universo seriam as fusões de buracos negros, provavelmente os objetos de mais fácil acesso ao experimento. Todavia, o cálculo da irradiação gravitacional desse fenômeno não pode ser feito pelas técnicas analíticas de solução da Relatividade Geral: é necessário obter uma resposta aproximada numericamente. A National Science Foundation nos Estados Unidos iniciou em 1990 então um programa específico de financiamento para um esforço de resolver o problema.

A grande revolução surgiu em um artigo submetido a 4 de julho de 2005 ao arXiv: Frans Pretorius, da Universidade de Alberta do Canadá e do CalTech, Estados Unidos, tornou pública a primeira simulação numérica bem sucedida da fusão de dois buracos negros. O resultado mais importante da simulação é a forma da onda gravitacional em função do tempo (cf. figura).

Onda gravitacional da fusão de buracos negros, como medida em um ponto fixo no espaço em função do tempo.

Onda gravitacional da fusão de buracos negros, como medida em um ponto fixo no espaço em função do tempo.

As simulações numéricas permitiram descobrir que a fusão de buracos negros emite cerca de 4% da massa total do binário em forma de ondas gravitacionais. Para um binário de buracos negros supermassivos — mil a um milhão de vezes mais pesado que o Sol — , como os que existem no centro de quase toda galáxia no universo, a potência irradiada pelo processo de fusão é da ordem de 1023 vezes a luminosidade intrínseca do Sol. Para comparação, todas as estrelas do universo observável iluminando juntas o espaço tem uma potência de 1021 sóis. Uma única fusão de buracos negros emite em ondas gravitacionais mil vezes mais energia que 100 bilhões de galáxias juntas emitem em luz!

Mas quando dois buracos negros vão fundir no universo? Acredita-se que no núcleo de quase toda galáxia há um buraco negro, então quando duas galáxias colidem (se misturam seria uma expressão mais adequada) é possível que os buracos negros de seus centros formem um binário que após algumas voltas entram em rota de colisão. Fusão de galáxias é um processo comum na história, acredita-se que toda galáxia hoje passou por pelo menos uma. A Via Láctea está atualmente em fusão com sua vizinha elíptica, a galáxia anã Sagitário, e em cerca de 3 bilhões de anos colidirá com a galáxia de Andromeda.

O seguinte vídeo é uma simulacão numérica completa da fusão de dois buracos negros, trabalho do grupo de relatividade numérica do Centro Espacial Goddard da NASA. O que você vê em cores é a amplitude do campo gravitacional para um dos modos de polarização da onda emitida (o fundo estrelado é artificial, não é incluído na simulação). Mais do que um filme bonito, essas simulações permitirão abrir uma nova porta para a astronomia e física do universo primordial, como veremos.

Agora, voltando ao problema da programação da Relatividade. Um programa que faz esse tipo de simulação é o openGR, desenvolvido pelo Centro de Relatividade da Universidade do Texas em Austin, que como nome diz é um programa livre. Até o momento, apenas os problemas de fusão de buracos negros foram investigados. Um próximo passo natural é a evolução do campo gravitacional cosmológico. No futuro, as simulações do universo primordial conterão simultaneamente a evolução do campo gravitacional com todas as reações do plasma contido no universo — é literalmente uma simulação detalhada da evolução de tudo que há no universo, a geometria inclusive. De imediato, isso terá importância para a descrição minunciosa da variação espacial da temperatura da radiação cósmica de fundo — anisotropias da CMB, para ser curto — , que fornece informação do conteúdo do universo e da evolução dos bárions, neutrinos, fótons e matéria escura durante os primeiros 500 mil anos do cosmos. Por exemplo, o fato dos neutrinos terem massa pode ser visto nas anisotropias da CMB, portanto é possível que o satélite Planck forneça o primeiro valor experimental da massa dessas partículas elementares, embora para verificar isso não é necessário grande detalhe na evolução temporal da Relatividade Geral — um cálculo analítico que trata as inomogeneidades do universo como pequenas é suficiente. Todavia, há regimes — as transições de fase no universo primordial — em que as anisotropias não podem ser tratadas como pequenas perturbações no campo gravitacional e um cálculo numérico se torna útil, embora não definitivamente a única escolha (há uma outra possibilidade, o uso de métodos aproximados analíticos).

LIGO: confrontando cálculo com experimento

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Pierre Auger enfraquece relação entre UHECR e núcleos ativos de galáxias

terça-feira, 14 jul 2009; \29\America/New_York\America/New_York\k 29 Deixe um comentário

Durante a 31a Conferência Internacional de Raios Cósmicos na Polônia (7 – 15 Julho 2009), a colaboração Pierre Auger tornou pública uma maior quantidade de dados de raios cósmicos de altas energias (UHECR) — maior que 107 TeV — e concluiu que a relação entre núcleos ativos de galáxias (AGNs) e a origem destes raios cósmicos está mais fraca do que eles haviam encontrado em novembro de 2007. Acredita-se que AGNs diferem das galáxias comuns por possuírem um buraco negro central que acelera matéria produzindo radiação eletromagnética em quantidade muito superior aquela que poderia ser obtida dentro de estrelas.

Na primeira análise, publicada na revista Science, 18 de 27 eventos encontravam-se a menos de 3° de um AGN. Na nova análise de julho de 2009, 17 eventos de 44 foram encontrados na direção de AGNs. Os dados são parcos e a colaboração conclui que mais informação é necessária para creditar AGNs como fontes dos raios cósmicos de ultra energia. Uma análise estatística no momento indica todavia que a probabilidade de tal correlação ser medida para uma distribuição isotrópica de fontes é de apenas 1%. Esse resultado aparentemente favorável pode ser contudo artificial devido ao pequeno número de dados.

MOND talvez requer matéria escura

segunda-feira, 13 jul 2009; \29\America/New_York\America/New_York\k 29 1 comentário

Um dos últimos refúgios para uma alternativa a existência de matéria escura no universo é o modelo conhecido por MOND. Benkenstein formulou uma versão relativística, conhecida pela sigla TeVeS. Em dois artigos recentes, Mairi Sakellariadou et al. (arXiv:0901.3932 e arXiv:0907.1463) do King’s College de Londres encontram evidência de que o modelo TeVeS não suporta simultaneamente as lentes gravitacionais e as curvas de rotação de galáxia sem exigir um componente de matéria escura. Para isso, eles analisaram as lentes gravitacionais e as curvas de rotação de seis galáxias. Para explicar lentes gravitacionais, a teoria exige um conjunto de constantes diferente do que ela exige para as curvas de rotação. Até o melhor ajuste das lentes deduz automaticamente uma quantidade de massa superior a massa luminosa das galáxias. Ou seja, ainda se ignorarmos as curvas de rotação, as lentes gravitacionais impõe a existência de matéria escura no modelo TeVeS — inclusive aproximadamente na mesma quantidade da Relatividade Geral.

Obter a massa luminosa das galáxias é relativamente fácil. Uma estimativa é contar o número de estrelas e multiplicar pela massa do Sol. No trabalho em questão, os autores utilizaram um resultado de um grupo de astrônomos que é preciso e sofisticado: a massa total luminosa é extraída de uma simulação da estrutura galática combinada com as propriedades conhecidas dos tipos de estrelas luminosas pertencentes a estas regiões, usando medidas astronômicas de luminosidade por freqüência como entrada.

Mais: pequena explicação em português sobre lentes gravitacionais e colóquio no IF-USP de Martín Makler (CBPF).

Ciência do telescópio Hubble

sábado, 16 maio 2009; \20\America/New_York\America/New_York\k 20 1 comentário

As vezes injustiçado, o telescópio espacial Hubble (HST) é uma das mais importantes missões científicas da história da NASA. O novo reparo do telescópio passa desapercebido do nosso blog, mas você pode acompanhar atualizações de perto pelos posts da Julianne no CV. Veio do HST as fotos das mais antigas galáxias e das supernovas mais distantes observadas que compõe parte dos dados da curva do parâmetro de Hubble que permitiu descobrir que a expansão do universo é acelerada em 1998. HST foi extensivamente utilizado para extrair informação sobre a composição química de estrelas de diversos tipos através da espetroscopia da luz emitida por essas estrelas — projeto que estava desativado devido aos equipamentos necessários terem falhado no telescópio nos últimos anos. A notícia de hoje da missão de reparo do Hubble é a instalação de um novo espectrografo no telescópio (veja aqui o website desse espectrografo e porquê ele é importante para o conhecimento do cosmos). Foi também do HST que surgiram as primeiras fotografias da estrutura da rede cósmica, a distribuição de matéria do universo atual prevista pelo modelo cosmológico padrão com matéria escura, e várias importantes fotografias de lentes gravitacionais de galáxias, o que soma as evidências da existência da matéria escura.

Se tudo der certo nesta última missão de reparo ao HST, ele deve provir a astronomia, astrofísica, e a cosmologia, de muito mais ciência básica para os próximos 20 ou 30 anos. E sabe-se lá o que ainda vai ser descoberto… 🙂

Satélite Planck foi lançado com sucesso

quinta-feira, 14 maio 2009; \20\America/New_York\America/New_York\k 20 1 comentário

Lançamento dos satélites Planck e Herschel, da ESA, realizado hoje na Guiana Francesa.

Lançamento dos satélites Planck e Herschel, da ESA, realizado hoje na Guiana Francesa.


O satélite Planck da Agência Espacial Européia (ESA) foi lançado hoje com sucesso da base em Kourou na Guiana Francesa. Cerca de 25 minutos depois do lançamento do foguete, o satélite foi ejetado em órbita preliminar e agora encontra-se em comunicação com a base da ESA em Darmstadt na Alemanha. Estão programadas para amanhã as primeiras manobras do satélite para entrar em sua órbita definitiva, procedimento que é estimado durar cerca de dois meses. Quando Planck estiver em sua órbita definitiva, os dados começarão a ser tomados.

Junto com Planck, a missão também colocou em órbita o satélite Herschel, que fará astronomia no infravermelho da Via Láctea e outras galáxias, fornecendo dados sobre a formação das estrelas.

Satélite Planck, sala de limpeza da base de lançamento na Guiana Francesa, 26 de fevereiro de 2009.

Satélite Planck, sala de limpeza da base de lançamento na Guiana Francesa, 26 de fevereiro de 2009.

O satélite Planck estudará a radiação cósmica de fundo (CMB) de microondas, a relíquia do Big Bang formada quando o universo tinha cerca de 400 mil anos de idade. O principal objetivo é medir as anisotropias da CMB — i.e. temperatura da radiação em função da posição no céu — com uma precisão de uma parte em um milhão, dez vezes mais preciso que o antecessor, WMAP, e também no limite de precisão atual dada a contaminação não-cosmológica de microondas no céu. Estas anisotropias contém informação sobre a semente que deu origem as galáxias no universo. Um dos modelos mais debatidos atualmente para a origem dessas anisotropias é a inflação (eu falei sobre esse mecanismo no blog aqui), e Planck permitirá investigar estes modelos com melhor precisão. As anisotropias da CMB também fornecem informação detalhada sobre o conteúdo do universo antes da formação da CMB permitindo excluir modelos de matéria escura.

Além das anisotropias, Planck medirá a polarização da CMB. Há um certo modo de polarização destes fótons que só pode ser produzido por ondas gravitacionais. Antes da formação da CMB, os fótons no universo eram absorvidos e re-emitidos tão rapidamente entre elétrons e prótons que a probabilidade de um fóton produzido por um processo físico antes da formação da CMB chegar até nós hoje é quase nula. Ao contrário dos fótons, as ondas gravitacionais tem poder de penetração muito maior trazendo detalhes do conteúdo do universo até a escala de Planck. As medidas de polarização da CMB podem refutar ou validar modelos da inflação que ocorre nesta escala.

Os primeiros dados do satélite talvez torna-se-ão públicos em 2011.


Este curto vídeo educacional da ESA fala sobre os satélites Planck e Herschel (em inglês).

Mais informações

O guia do astronomo amador, parte I

quarta-feira, 29 abr 2009; \18\America/New_York\America/New_York\k 18 7 comentários

”Quero comprar um telescópio! Será que esse aqui é bom??”

Essa é uma pergunta feita dezenas e dezenas de vezes em fóruns de internet e comunidades do Orkut sobre astronomia. Muitas pessoas se interessam por astronomia e a indústria fornece equipamentos das mais variadas qualidades e preços por aí. Existem dezenas de guias na internet de como se escolher um telescópio, mas como eu escrevi recentemente sobre isso na comunidade de física do orkut, resolvi fazer um refactoring do resultado e colocar aqui no blog, para ficar mais acessível.

Também notei uma falta muito grande de novos textos sobre o assunto. O Atlas Celeste[1] do Ronaldo Rogério de Freitas Mourão (que tinha um prefácio do Drummond!!) e programas como o ”Olhando para o Céu” da TV Cultura, e os livros do Isaac Asimov (Alpha Centauri, principalmente) eram meu deleite na infância e adolescência. Infelizmente não vejo mais textos novos de divulgação de astronomia, que estimulem esse hobby maravilhoso da astronomia amadora.

Por isso decidi escrever uma série longa de posts sobre o assunto (dessa vez eu vou cumprir a promessa) e tentar resgatar isso.

Para começar no espírito do que a astronomia amadora pode proporcionar de emoção e desse sentimento de maravilhamento com o mundo que eu acho tão essencial para se engajar na ciência, ou pelo menos para apreciá-la, minha epígrafe para esse post (que chique!) é do Olavo Bilac:

“Ora (direis) ouvir estrelas! Certo
Perdeste o senso!” E eu vos direi, no entanto,
Que, para ouvi-Ias, muita vez desperto
E abro as janelas, pálido de espanto …

E conversamos toda a noite, enquanto
A via láctea, como um pálio aberto,
Cintila. E, ao vir do sol, saudoso e em pranto,
Inda as procuro pelo céu deserto.

Direis agora: “Tresloucado amigo!
Que conversas com elas? Que sentido
Tem o que dizem, quando estão contigo?”

E eu vos direi: “Amai para entendê-las!
Pois só quem ama pode ter ouvido
Capaz de ouvir e de entender estrelas.”


Lição 1 – Não compre um telescópio ainda!!!

A primeira informação que você precisa saber é que um telescópio que custe em torno de 200 reais ou menos (em 2009) em uma loja não-especializada certamente é ruim. Telescópios são objetos caros, de manufatura complicada. Se você deseja um bom equipamento amador, vai ter que fazer um pequeno investimento. Há muitos telescópios baratos por aí, mas a maioria deles são para uso terrestre – para olhar paisagens à distância.  Para uso astronômico, talvez sirvam para ver mais ou menos a lua e nada mais. Não têm qualidade ótica nem abertura suficiente para que olhar para objetos astronômicos seja uma experiência de fato agradável.

Para entender porque, é necessário perceber que os objetos celestes, apesar de serem enormes e emitirem vastíssimas quantidades de energia luminosa, são pontos de luz muito tênues quando vistos no nosso céu. Estão muito distantes, fazendo com que a quantidade de luz proveniente desses objetos que atinge os nossos olhos muito pequena. Para se ter uma idéia, imagine brilho de uma lampadinha daquelas que usamos para enfeitar árvores de natal. Elas tipicamente emitem uma potência em torno de 1W cada uma. Se você ficar a dois metros de distância de uma dessas lâmpadinhas e olhar em sua direção, a potência luminosa que vai entrar no seu olho proveniente dela será da ordem de 2 milionésimos de um watt.

Toda a luz que entra no seu olho quando você olha para Sirius, a estrela  mais brilhante do nosso céu,  uma estrela gigantesca e bastante próxima da Terra para os padrões astronômicos, equivale a 5 \times 10^{-13} watts, ou 0.0000000000005 W. Ou seja: uma lampadinha de natal a 2 metros de distância é, aparentemente, 4 milhões de vezes mais brilhante que a estrela mais brilhante do céu !!

Isso ocorre por causa da tremenda distância que nos separa dessa estrela. Na realidade, a totalidade da luz emitida por Sirius equivale a um número tão grande de lampadinhas de natal que é difícil até de imaginar. Sirius emite pouco mais de 25 vezes mais luz que o nosso Sol, e equivale a 10^{28} lampadinhas – isso é 1 seguido de 28 zeros. O problema é que a nossa distância a essa estrela é tão grande, que a fração da área total para onde essa luz está se dispersando que corresponde ao nosso olho é ínfima.

Essa quantidade pequena de luz que recebemos é o grande fator limitante para a observação. O fator mais importante em toda construção de muitos equipamentos astronomicos é que a quantidade de radiação (luz, ou qualquer outro tipo) que nos atinge proveniente dessas fontes é muito menor do que a quantidade de radiação emitida por fontes mais próximas: principalmente o Sol e as fontes localizadas na Terra.

Por isso a variável mais importante a se observar em um telescópio é o que chamamos de abertura – qual é o diâmetro em milímetros da abertura por onde a luz entra no seu telescópio para ser manipulada. Quanto maior a abertura, mais luz o seu telescópio é capaz de captar e projetar no seu olho, tornando melhores dois aspectos: a resolução da imagem e a capacidade de observar objetos cada vez mais tênues. A nossa pupila tem em torno de 1cm² de área. Portanto, se temos um telescópio com 250mm de abertura, teremos uma área de captação  quase 4000 vezes maior, aumentando nessa mesma proporção a quantidade de luz que nosso olho recebe.

Essa é a principal causa de frustração com telescópios mal escolhidos. Um telescópio com abertura incompatível com o aumento que você deseja usar não vai mostrar nada além de borrões. E é o que acontece com esses equipamentos de baixo custo vendidos em lojas não-especializadas, com raríssimas exceções.

O que pode ser ainda frustrante, mesmo que você tenha um equipamento de primeira linha, é tentar usar um telescópio sem uma experiência prévia com astronomia. Não são equipamentos fáceis de manejar no começo. Leva um certo tempo a se acostumar com o campo de visão diminuto que um telescópio razoável possui e bastante treino até conseguir achar mesmo os objetos mais fáceis.

Por causa dessas duas coisas, comprar um telescópio antes da hora pode ser um tiro fatal no seu gosto por astronomia amadora. Mas não fique desanimado. Astronomia amadora é muito mais do que telescópios. Aqui eu pretendo ter um pequeno guia de como se tornar um astronomo amador bem sucedido e como se preparar para em pouco tempo poder aproveitar bem o que bons equipamentos astronômicos amadores podem oferecer.


Lição 2 – Como começar?

O primeiro passo para se tornar um astronomo amador é familiarizar-se com o céu. Escolha uma noite sem lua de céu bem limpo para olhar para o alto e observar por um tempo. Ao longo do tempo você vai perceber um lento movimento do céu, como se a esfera celeste girasse  constantemente do leste para o oeste – do nascente para o poente. No leste novas estrelas surgem, no oeste as que estão no céu somem. Esse movimento diário é conhecido de todos nós e é meramente devido à rotação da Terra em torno do seu eixo.

Outro movimento é um pouco mais sutil e exige mais do que apenas uma noite de observação. Se você marcar mentalmente a posição de alguns grupos de estrelas e observá-los seguidamente por várias noites no mesmo horário, perceberá que a cada dia que passa eles estão cada vez mais à oeste naquele mesmo horário. Se você olhar por um ano inteiro, verá que depois de um ano (sideral) aquele grupo de estrelas estará de novo na mesma posição naquele horário marcado. Aos que já conhecem isso, surpreendam-se com o fato de que muita gente ignora esse movimento do céu resultante da translação da Terra em torno do Sol. É fácil não perceber esse movimento sutil  com tantas luzes na cidade e tão pouco tempo para olhar para o céu. Aos que desconheciam esse efeito note no que ele implica: existem épocas certas do ano para observar certos objetos astronômicos!!

É fundamental que se entenda isso – esse fato básico levou ao início do interesse prático do homem pelo céu. Ao observar o movimento anual das estrelas as antigas civilizações podiam prever com muita precisão quando a estação das cheias chegaria e quando começaria a estiagem. As estrelas eram para eles um calendário natural – você pode dizer em que época está do ano sabendo que grupo de estrelas está  em certa porção do céu em um certo horário naquele dia.

Enquanto estiver procurando no céu as pegadas dos movimentos da Terra no sistema solar, procure observar que os grupos de estrelas são fixos – elas não se movem perceptivelmente umas com relação às outras. Formam figuras estáticas, sempre deslocando-se rigidamente para o oeste. Asterismo é o nome que se dá a um certo grupo de estrelas e certas figuras são associadas a esses grupos para facilitar sua identificação. Não confunda asterismos e constelações – originalmente ambos eram nomes para grupos de estrelas, hoje os astronomos usam o termo constelação não para identificar uma figura formada por um grupo de estrelas, mas uma certa região do céu. Apesar da distinção você vai provavelmente me ver usar os dois termos de forma intercambiável por vício pessoal. Mas mantenha na cabeça a distinção.

Agora que você está familiar com o céu, procure identificar as constelações mais notáveis. As três mais fáceis são o Cruzeiro do Sul, o Órion e o Escorpião. Suas estrelas formam figuras bem fáceis de acompanhar e são bem brilhantes. É muito útil ter uma carta celeste para saber quais constelações estarão no céu nesse dia e qual é a figura que você deve procurar. Quais estrelas estarão no céu em uma certa data depende da sua longitude, do dia do ano e do horário. Por isso um programa de computador ajuda nessas horas. Alguns sites de internet fornecem cartas celestes gratuitamente também. Na final do post vou comentar alguns sites e programas de computador que tornam a astronomia amadora muito mais fácil hoje do que no tempo dos anuários astronômicos e listas de efemérides.


Lição 3 – Cartas celestes

Carta celeste para o dia 1º de Maio as 22:00 na cidade de São Paulo

Carta celeste para o dia 1º de maio as 22:00 na cidade de São Paulo. Figure reproduced from http://www.heavens-above.com

Uma carta celeste é uma representação dos objetos astronômicos que estarão no céu em um certo horário de um certo dia do ano, em uma certa localização. É o objeto mais útil para se aprender a localizar estrelas, constelações e outros objetos. Apesar da carta ser exata apenas para o dia e horário em que foi feita, não é difícil usá-la para dias próximos – o movimento anual do céu é lento o bastante para que uma carta seja útil por vários dias.

Na figura ao lado vemos uma carta celeste para a cidade de São Paulo no dia 1º de maio de 2009, as 22:00. Os pontinhos escuros são as estrelas, que estão conectadas por tracinhos para facilitar o reconhecimento das constelações. A posição do  planeta Saturno e da Lua também estão marcados.

Usar a carta é bem fácil – coloque-a em posição horizontal, paralela à linha do horizonte, alinhando as marcações N, E, S e W com o Norte, Leste, Sul e Oeste respectivamente. Agora o que você vê no papel deve ser o exato reflexo do que está no céu nesse momento. Comparando o papel com o céu você pode identificar as constelações. Em breve, com um pouco de prática, você não vai precisar mais dela para constelações mais comuns e brilhantes.

Para obter uma carta como essa registre-se no site http://www.heavens-above.com, coloque a latitude e longitude de sua cidade (provavelmente já existe no banco de dados deles) e clique em ”whole sky chart”. Coloque a data e hora e pronto. Eis a sua carta celeste. Outra forma de obter uma é através do programa gratuito e open-source chamado Stellarium (http://www.stellarium.org/ – versões para windows, linux e mac). Esse programa realmente mostra uma simulação bem realista do céu noturno com muitos detalhes. Realmente vale a pena dar uma fuçada, mas eu acho que na hora de procurar mesmo um objeto uma carta celeste bem feita da região desejada no heavens-above ajuda muito mais.

Outro lugar para encontrar cartas celestes é o site da revista Astronomy (www.astronomy.com), onde também há muitos artigos e dicas sobre astronomia. Infelizmente ainda é difícil achar links em português. O site do CDA – Centro de Divulgação de Astronomia, um mini-observatório de divulgação de astronomia da USP de São Carlos [2]é  bom. O site da revista eletrônica Café Orbital, produzida pelo Observatório Nacional, também é muito bom e costuma ter bons cursos online gratuitos de astronomia (http://www.on.br/revista/).

Para terminar esse primieiro post, a lição número 4 será bem destacada:

Lição 4 – PROCURE UM GRUPO OU CLUBE DE ASTRONOMIA!!!!

Muitas cidades possuem clubes de astronomia, grupos de astronomos amadores e até mesmo observatórios de divulgação científica. Nesses lugares você vai encontrar a coisa que você mais precisa – pessoas experientes que podem te dar dicas e ajudar, e vai encontrar o que você mais quer – telescópios apontados para o céu

Fecho o primeiro post dessa série com uma pequena lista de lugares a visitar para os que moram no estado de São Paulo. Eu não conheço muita coisa fora do estado, então exigiria um pouco mais de pesquisa. Mas eu prometo que no próximo post vou tentar colocar mais contatos sobre o assunto pelo Brasil.

Grupos, clubes e centros de divulgação de astronomia no estado de São Paulo

CDA/CDCC – Centro de Divulgação de Astronomia – Centro de Divulgação Científica e Cultural
O CDA possui um pequeno observatório no campus da USP em São Carlos. O observatório abre durante os fins de semana para o público de forma totalmente gratuita. É só chegar e entrar. Monitores estão disponíveis para mostrar os telescópios e responder perguntas. Procure saber sobre as palestras de sábado a noite.

CASP – Clube de Astronomia São Paulo – http://www.astrocasp.com/home
Provavelmente o maior clube de astronomia do Brasil. Realiza cursos e eventos com frequencia na cidade de São Paulo e fora dela. Têm listas grandes de discussão por e-mail e seus membros chegam até a fazer pesquisa acadêmica séria!! (sim! A astronomia é uma ciência que ainda é muito beneficiada pelos amadores).

Grupo de astronomia Sputnik – http://sputnikers.blogspot.com/
Um grupo ainda pequeno criado por amigos estudantes da USP mas que frequentemente levam telescópios para a praça do relógio, no campus Butantã da Universidade de São Paulo na capital.

CEU – Centro de Estudos do Universo  – http://www.fundacaoceu.org.br
Uma fundação privada de divulgação científica localizada em Brotas-SP. Recebe turmas de estudantes e excursões. Possui telescópios, um planetário e monitores treinados para receber todo tipo de visitantes.

Mini-observatório INPE – Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais – http://www.das.inpe.br/miniobservatorio/
Em São José dos campos há um observatório de divulgação científica com um belo telescópio Schmidt-Cassegrain de 280mm de abertura. Para agendar visitas com turmas telefone para o Departamento de Astronomia – (12) 3945-7200 falar com Valéria.

Notas

[1] Era um livro muito querido do meu pai, e ele me deu o exemplar dele quando eu era adolescente. Talvez tenha sido o melhor presente que eu já ganhei, pelo valor que tinha para ele e pela ânsia com o qual eu o queria.

Filhos de uma flutuação quântica

segunda-feira, 27 abr 2009; \18\America/New_York\America/New_York\k 18 6 comentários

Post de divulgação 😉

Edição 23/02/10: corrigido uns problemas de erros conceituais na parte das anisotropias e adicionado um comentário técnico para deixar mais claro para quem possa entendê-lo. Da época de quando escrevi esse post para hoje eu deixei de saber apenas algo superficial para entender todos os detalhes da astrofísica do problema, e agora deve estar um pouco mais preciso, espero eu.

A teoria da inflação cosmológica foi originalmente introduzida para resolver certos problemas da teoria do Big Bang que os físicos teóricos chamam de naturalidade. Não são obstáculos a validade do Big Bang, mas características estranhas do modelo que servem de guia para onde talvez exista alguma explicação faltando. Contudo, as razões originais para a inflação hoje são pouco importantes em face ao que a maioria dos cosmólogos entende como o verdadeiro triunfo da inflação: a origem da galáxias como produto de um mecanismo físico da mecânica quântica. Não apenas somos poeira das estrelas, somos também relíquias do princípio da incerteza de Heisenberg.

Leia mais…

Os melhores livros de divulgação

domingo, 29 mar 2009; \13\America/New_York\America/New_York\k 13 29 comentários

Que tal uma lista de utilidade pública com alguns dos melhores livros de divulgação? 🙂

Bom, naturalmente que a lista será parcial. Vai ser baseada na experiência pessoal dos editores do blog, mas a vantagem é que você pode usá-la como ponto de partida se quer algumas sugestões de leitura leve para as férias, ou então se você gostou de alguns dos livros da lista, há potencial de gostar dos demais. 🙂 Volte sempre para checar atualizações na lista! 😉

Não vamos tentar fazer uma resenha de cada livro que ficaria muito longo, você pode ver essas resenhas por ai na Internet, no site das editoras e livrarias. Ah, e a lista não tem nenhuma ordem em especial, certo?

Vamos lá:

Disponível em português:

  • A Dança do Universo, Marcelo Gleiser
  • DNA: O Segredo da Vida, James D. Watson
  • Uma breve história do tempo, Stephen W. Hawking
  • Como a mente funciona, Steven Pinker
  • A falsa medida do homem, Stephen Jay Gould
  • O mundo assombrado pelos demônios, Carl Sagan
  • QED: A Estranha Teoria da Luz e da Matéria, Richard P. Feynman
  • O que é uma lei física?, Richard P. Feynman
  • Einstein para principiantes, Joseph Schwartz, Michael McGuinness
  • Os Três Primeiros Minutos, Steven Weinberg
  • O Universo Inflacionário, Alan H. Guth
  • Será que Deus joga dados?, Ian Stewart
  • O Quark e o Jaguar, Murray Gell-Mann
  • As aventuras e descobertas de Darwin a bordo do Beagle, Richard Darwin Keynes
  • O que é Matemática?, Richard Courant e Herbert Robbins
  • O último teorema de Fermat, Simon Singh
  • História da Matemática, Carl Boyer, Uta C. Merzbacher. Não é divulgação, mas é excelente e acessível.
  • História química de uma vela, Michael Faraday
  • Cronologia das ciências e das descobertas, Isaac Asimov
  • A Filha de Galileu, Dave Sobel

Apenas em inglês:
Estes você pode comprar na Amazon.com, ou na Barnes & Noble. Você só pagará o livro, frete e a taxa de câmbio. Não há imposto cobrado de importação para livros.

  • Huygens & Barrow, Newton & Hooke, Vladimir I. Arnold
  • From Galileo to Einstein (aka Biography of Physics), George Gamow
  • Longing for the Harmonies, Frank Wilczek e Betsy Devine
  • Black Holes and Time Warps, Kip Thorne
  • Men of Mathematics, E. T. Bell
  • Einstein’s Legacy, Julian Schwinger
  • Gravity, George Gamow
  • Cosmology: The Science of the Universe, E. Harrison

Velhas e novas evidências da matéria escura, e um pouco do lado negro da força

quinta-feira, 12 mar 2009; \11\America/New_York\America/New_York\k 11 10 comentários

Ilustração da situação do espectro de raios cósmicos. Com o lado negro da força no meio.

Ilustração da situação do espectro de raios cósmicos. Com o lado negro da força no meio.


Ah, terminado esse trimestre, dois seminários de cursos concluídos. Daí pensei em compartilhar com vocês o que eu aprendi para dar um desses seminários: os possíveis novos sinais (de outubro de 2008) da existência da matéria escura que vieram do satélite PAMELA e do balão ATIC. 🙂 Fica ai quem quiser… Primeiro eu falo sobre as velhas evidências, depois sobre as novas.

Coisas velhas

Já estava na hora de falar de matéria escura nesse blog. Essa história começou quando o Zwicky descobriu que a razão massa/luminosidade de galáxias espirais é pelo menos mais de 10 vezes maior que a do Sol. A luminosidade é uma medida da potência irradiada da luz (aquela em Watts), essa se mede diretamente na Terra. E a massa se acha utilizando a lei de Newton da gravidade para deduzir a distribuição de velocidades das estrelas nas galáxias. Mais tarde, Vera Rubin fez várias medidas precisas das velocidades das estrelas em várias galáxias espirais e obteve sistematicamente que a velocidade é mais ou menos constante mesmo longe do centro luminoso da galáxia (onde a maioria das estrelas se encontram). Isso só pode ser explicado no paradigma da gravitação de Newton se há uma distribuição aproximadamente uniforme de massa que se estende para bem além da galáxia visível (chamado halo de matéria escura).

Mas esse efeito não é, de repente, da Relatividade Geral? A resposta é não, por duas razões muito importantes. A primeira é que a velocidade das estrelas nas galáxias é tão pequena em comparação com a da luz que é válida a lei de Newton. E isso é possível ser quantificado com a aproximação pós-Newtoniana da Relatividade Geral, que é confirmada com enorme precisão nas medidas da NASA/CalTech da órbita das sondas espaciais e da Lua no Lunar Ranging Interferometer (saca só este artigo). A segunda é que mesmo a Relatividade Geral em toda a sua glória (resolvida exatamente, sem nenhuma aproximação) exige a matéria escura, por causa do diagrama de Hubble.

Qual é a desse diagrama? Na Relatividade Geral se calcula o valor do parâmetro de Hubble (que não é constante) em função da idade do universo em termos dos constituintes do universo: radiação, matéria massiva e qualquer outra coisa que você quiser colocar. A grande utilidade dessa variável cosmológica é que a dependência dela com a idade é distinta para cada diferente componente. P.ex. a matéria massiva contribui com uma potência (1+z)3 para H2, onde z é o desvio para o vermelho das linhas espectrais (quanto maior z menor é a idade do universo), mas a radiação contribui com (1+z)4, a energia escura contribui com \approx (1+z)^0 (constante) e por ai vai (err.. na verdade tem que fazer uma integral dessa série de potências… mas permita-me simplificar, ok?). Então é fácil saber quanto tem de matéria massiva no universo: medindo o valor de H em função de z utilizando diversos dados astronômicos, basta ajustar uma série de potência aos dados e extrair o coeficiente do termo adequado. Resultado: ~ 30% da densidade de energia do universo é matéria massiva. Mas isso não pode ser bárions ou léptons (prótons, nêutrons / elétron e neutrino), porque a abundância primordial de hélio-4, hélio-3, hidrogênio, deutério, lítio, boro e outros restringe que esse tipo de material só soma 4%-5% no máximo. Portanto, cerca de 25% da densidade de massa do universo é composta de algo desconhecido (a matéria escura).

Coisas novas

Há um modelo astrofísico no mercado que prevê o número de partículas como elétrons, pósitrons, prótons, etc. que devem chegar a Terra — os raios cósmicos — vindo de processos naturais de estrelas na galáxia, a versão mais sofisticada atual é do Igor Moskalenko (Stanford U) e Andrew Strong (Max Planck). Esse modelo faz um bom trabalho em prever quase todo o espectro de raios cósmicos de poucos MeV até 10 TeV (são aqueles que vem da nossa própria galáxia). Isso é visto com nitidez nas Figs. 1 e 2. Mas na Fig. 2 você vê que há uma lombada nos dados que o modelo perde. E na Fig. 3 você vê que o modelo está completamente fora. Qual a explicação para a lombada do ATIC na região de 300 – 800 GeV? E o excesso de pósitrons do PAMELA em comparação com o cálculo astrofísico?

Agora, outro ponto de informação interessante. O satélite INTEGRAL/SPI mediu uma emissão de luz que vem do centro da galáxia que é devida a reação elétron+pósitron->fótons. De onde vem esses pósitrons no centro da galáxia? Os dados do INTEGRAL já excluiram a possibilidade de supernovas. Até o momento os astrofísicos não tem idéia…

Espectro de antiprotons medidos pelo satélite PAMELA (Out 2008). As linhas correspondem a modelos, a sólida a um do tipo Moska&Strong.

Fig. 1. Espectro de antiprotons medidos pelo satélite PAMELA (Out 2008). As linhas correspondem a modelos, a sólida a um do tipo Moska&Strong.

Espectro de elétrons cósmicos na Terra medido pelo balão ATIC (Nature, Out 2008). A curva tracejada é o resultado do cálculo Moska&Strong somado com fontes pontuais astrofísicas de conhecimento do ATIC que estavam ativas no momento das medidas (a contribuição destas é exageradas nas curvas corloridas).

Fig. 2. Espectro de elétrons cósmicos na Terra medido pelo balão ATIC (Nature, Out 2008). A curva tracejada é o resultado do cálculo Moska&Strong somado com fontes pontuais astrofísicas de conhecimento do ATIC que estavam ativas no momento das medidas (a contribuição destas é exageradas nas curvas corloridas).

Medidas precisas do espectro de pósitrons cósmicos do satélite PAMELA. A linha sólida é o cálculo Moska & Strong. Esse gráfico não é tão bom quanto do ATIC porque PAMELA não incluiu (ainda) o fluxo previsto por qualquer fonte pontual temporária (diferente do ATIC).

Fig. 3. Medidas precisas do espectro de pósitrons cósmicos do satélite PAMELA. A linha sólida é o cálculo Moska & Strong. Esse gráfico não é tão bom quanto do ATIC porque PAMELA não incluiu (ainda) o fluxo previsto por qualquer fonte pontual temporária (diferente do ATIC).

A-Ha. Ai há uma janela de descobertas. Enquanto alguns se perguntam que mecanismo de aceleração de partículas carregadas foi esquecido (um pulsar, talvez) no modelo Moska&Strong, outros propõem que os excessos vistos por PAMELA, ATIC e INTEGRAL são da matéria escura. Dentro de um modelo genérico para a matéria escura conhecido por WIMPs (de weakly interacting massive particles, partículas massivas que interagem pela força eletrofraca), é previsto que na galáxia atualmente deve haver aniquilação de WIMPs com anti-WIMPs. WIMPs aparecem muitas vezes em modelos além do Modelo Padrão (que resolvem o chamado problema da hierarquia): dimensões extras, supersimetria (SUSY), Little Higgs, etc. Dentro do modelo de que existem mais dimensões espaciais no universo, mas que são grandes ~ 10-16 cm (i.e. TeV) em comparação com o comprimento de Planck, esses dados podem ser naturalmente explicados. Isso já havia sido mostrado na publicação original do ATIC na Nature, todavia há trabalhos mais detalhados disponíveis. Não tem muito jogo de cintura possível aqui porque a seção de choque de produção dessas partículas é fixada automaticamente pela densidade de matéria, e a escala de massa (embora não o valor exato) é fixada pela massa do bóson W.

O Modelo Padrão Supersimétrico Mínimo (MSSM) não consegue, por si só, explicar os dados do PAMELA. A seção de choque do MSSM fixada pela densidade de matéria escura observada astronomicamente precisa de um fator pelo menos de 30 para explicar o número de pósitrons observados. Dependendo de como você brinca com os parâmetros dos modelos supersimétricos, esse fator pode chegar a 100, 1000… 1010. Mas nem tudo está perdido para supersimetria. Fatores de 100 ou 1000 foram recentemente descobertos como esperados se você introduzir uma nova interação na teoria, que interage fortemente com a matéria escura, mas não com as partículas já conhecidas. Curiosamente, os dados do PAMELA e do ATIC sugerem que essa nova interação tem que ser leve em comparação com a escala TeV, digamos de poucos GeV de massa ou menos. Se essa nova interação escura for devida a uma partícula de massa da ordem de até 100 MeV, ela pode explicar a origem do sinal do INTEGRAL, porque permite um mecanismo no qual há uma pequena diferença de massa entre estados da matéria escura que é da ordem de MeV, e transições entre esses estados estão na região certa de energia para criar pares elétron-pósitrons (o par tem 1 MeV de massa). Com isso se explica tanto o sinal do PAMELA e ATIC, que exige uma partícula de matéria escura pesada > 600 GeV para produzir elétrons/pósitrons nas energias observadas, com o INTEGRAL/SPI que exige matéria escura ~ 1-100 MeV.

E então? Nova física? Novas partículas? Uma nova força que age apenas nas matéria escura portanto, uma força escura? 🙂

Citation Needed

  1. ATIC: J. Chang et al. (ATIC), Nature 456, 362 (2008).
  2. PAMELA: antiprotons, positrons
  3. Nova força escura: N. Weiner et al.; Katz & Sundrum Model para SUSY.

Buracos negros e estrelas hiper-velozes

domingo, 1 mar 2009; \09\America/New_York\America/New_York\k 09 1 comentário

SDSS J090745.0+024507, a primeira estrela hiper-veloz, descoberta em 2005.

SDSS J090745.0+024507, a primeira estrela hiper-veloz, descoberta em 2005.

Edição 15/03: correção: o referencial adotado para medir a velocidade da estrela hiper-veloz é o Sol, não o centro da galáxia (como está dito no artigo do W. Brown).

A teoria da Relatividade Geral hoje em dia na mídia e na divulgação científica deixou de ganhar um certo status de surpreendente, que as pessoas tem concentrado muito mais na mecânica quântica. Mas a Relatividade tem suas grandes surpresas contra-intuitivas também. Um exemplo são as propriedades dos buracos negros. Você sabia, por exemplo, que é impossível destruir um buraco negro? Esse é um teorema da Relatividade, e foi demonstrado pela primeira vez por Stephen Hawking.

Há muitas evidências astronomicas dos buracos negros. Uma das mais recentes surgiu em 2005: a descoberta da primeira estrela na Via Láctea com velocidade superior a velocidade de escape da galáxia. A velocidade da bichinha é 853 km/s em relação ao Sol. Para uma comparação, a velocidade orbital do Sol ao redor do centro da galáxia é cerca de 220 km/s. Essa estrela foi descoberta por Warren Brown e colaboradores, do Centro de Astrofísica Smithsonian de Harvard.

Buracos negros são capazes de ejetar estrelas da galáxia (Figura do NY Times).

Buracos negros são capazes de ejetar estrelas da galáxia (Figura do NY Times).


A existência de estrelas com velocidades da ordem de 103 km/s foi prevista teoricamente em 1988 por Jack G. Hill, num artigo publicado na Nature. Hill observou que se existe um buraco negro no centro da nossa galáxia, então quando um binário de estrelas passa próximo do buraco negro, uma estrela do par pode ser capturada e a segunda é ejetada com enorme velocidade. Nenhum outro processo astrofísico na galáxia conhecido é capaz de produzir velocidades tão altas. É importante ressaltar que o mecanismo não funciona se o buraco negro for substituido por uma estrela de mesma massa de qualquer natureza, porque há um mecanismo de fricção devido a qualidade de fluido da estrela supermassiva que reduz drasticamente a velocidade da ejeção. A única razão pela qual buracos negros podem realizar esse mecanismo é que eles não são bolas de um fluido.

Hoje já são conhecidas cerca de 10 estrelas hiper-velozes na galáxia, a maioria graças a um continuado programa de busca de tais estrelas liderado por Brown. As observações da distribuição espacial, de velocidades e de massa dessas estrelas permite ainda discriminar detalhes do mecanismo de ejeção de buracos negros: se as estrelas foram ejetadas por um buraco negro solitário, um binário de buracos negros, ou um sistema mais complicado envolvendo um buraco negro. Ainda não há número suficiente de estrelas hiper-velozes para isso: seriam necessárias cerca de 100 para diferenciar os mecanismos.

No centro da nossa galáxia já havia evidência da existência de pelo menos um buraco negro, Sagitário A*. Observações que duraram 14 anos da posição de estrelas no centro da galáxia resultaram neste belo e impressionante vídeo. Estas observações, combinadas com a descoberta das estrelas hiper-velozes, é consistente com a idéia de que há um buraco negro no centro da galáxia e que as órbitas de Sagitário A* provavelmente não são devidas a uma bola de gás (que por algum mecanismo físico não emite luz).

Para saber mais assista a palestra do astrônomo Warren Brown, Hypervelocity Stars and Massive Black Holes no Dartmouth College, 02/06/09.

Pierre Auger é inaugurado hoje

sexta-feira, 14 nov 2008; \46\America/New_York\America/New_York\k 46 10 comentários

Observatório Pierre Auger

Observatório Pierre Auger. Imagem do site oficial.

Hoje foi o dia de inauguração do Observatório Sul Pierre Auger! 🙂

O observatório era construído desde 2000. O objetivo é estudar os raios cósmicos de altíssimas energias — acima de 108 TeV, isso é dez milhões de vezes a energia dos prótons no LHC. Eu falei sobre parte da motivação do projeto aqui. Mesmo antes da inauguração, o observatório já havia mostrado evidência do limite GZK em julho desse ano (veja o link sobre a motivação para saber mais). Por outro lado, foi um pouco decepcionante que o limite GZK foi confirmado (nenhuma nova física necessária então para descrever a interação de prótons com fótons, mesmo a energias tão altas).

Outro elemento importante da física do Pierre Auger é entender a origem desses raios cósmicos tão energéticos. Não há um consenso sobre que processo físico natural nas galáxias pode produzir/acelerar prótons a energias tão altas. No final do ano passado, a colaboração já havia mostrado que os raios cósmicos de altíssima energia não são isotrópicos pelo universo e sim parecem vir das galáxias com núcleos ativos (aquelas com buracos negros no centro). Essa descoberta foi capa da Science de novembro de 2007 (veja também a nota de imprensa do CBPF).

Com a inauguração hoje, o Pierre Auger sul começa a operar com todos os seus detetores! 🙂 Há planos para melhorar a resolução de determinação da origem dos raios cósmicos do espaço com um segundo observatório, o norte, que deve ser construído em Colorado, nos Estados Unidos.

Para nós brasileiros esse projeto é de especial honra, pois parte da colaboração é brasileira: a Profa. Angela Olinto, da Universidade de Chicago e várias instituições no Brasil 🙂

Edição 19/11: dos comentários abaixo, eu destaco o link passado pelo Daniel Particle physics gives boost to areas of Latin American sobre a participação latino-americana no Pierre Auger 🙂

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