Redshift ou Desvio para o Vermelho

Na astrofísica, o redshift (desvio para o vermelho) é o fenômeno que acontece quando vemos um objeto se afastando do observador. Este afastamento  proporciona uma alteração na forma com que a frequência da onda é observada no espectroscópio. Essa frequência é relativa a velocidade entre o objeto e o observador, quanto mais rápido mais aparência avermelhada o objeto terá.

Este efeito, redshift, faz o comprimento de onda aparente ficar maior quando o objeto se afastando. Já que o vermelho é a onda eletromagnética no vísivel com o maior comprimento de onda, quando um  objeto se afasta vemos ele desviando para o vermelho. E caso contrário, se ele estiver aproximando, ele aparentará ficar menor, e terá um desvio para o azul, menor comprimento de onda.  Figura 1. 

Figura 1: ilustração do efeito Doppler para ondas eletromagnéticas. Créditos da imagem: http://www.psychedelicporcupine.co.uk/2010/02/doppler-effect-and-red-shift/




Um exemplo de gálaxia com redshift é a galáxia do Sombreiro (Messier 104). Ao olhar para seu espectro percebemos que ela está se afastando da Terra, pois ele é mais avermelhado que o real. A M104 foi a primeira galáxia que detectaram o desvio para o vermelho, com a sua velocidade de afastamento é de 1000 km/s

Edwin Hubble (1889-1953) mediu o tamanho do desvio para o vermelho de várias galáxias e com isto, conseguiu calcular a velocidade de afastamento delas em relação a Terra. Com estes dados Hubble percebeu que as gálaxias  mais distantes tinha velocidades maiores e as galáxias próximas tinham velocidade menores. Ou seja, quanto mais distante a galáxia maior a sua velocidade de afastamento. Desta forma, percebeu que as galaxias estavam se fastando da Terra em um processo de expansão. Com esta ideia ele consiguiu apoiar a teoria do BigBang, que o universo esta se espandindo.

Referências:

http://en.wikipedia.org/wiki/Doppler_effect
http://pt.wikipedia.org/wiki/Gal%C3%A1xia_do_Sombreiro
http://en.wikipedia.org/wiki/Redshift
http://pt.wikipedia.org/wiki/Lei_de_Hubble-Humason


Acadêmica: Jessica Santos

Técnicas de Detecção de Matéria Escura

Ao olhar para o universo, vemos galáxias, estrelas e poeira. É intuitivo imaginar que isso é tudo que constitui o espaço e que entre o sol e a terra não há nada a não ser o vácuo. Porém muitos estudos demonstram que nesse espaço aparentemente vazio, há o que é chamado de matéria escura. Por não emitir e nem absorver luz, não é possível vê-la. Porém esse tipo de matéria possui massa e portanto podemos detecta-la por inferência gravitacional.

Como não é possível ver a matéria escura, os cientistas conseguem detectá-la estudando o efeito gravitacional criado por ela. Quando astrônomos foram medir a distribuidão das massas em nossa galáxia, descobriram que a velocidade dos astros não diminuía ao se distanciar do centro gravitacional, na verdade até aumentava, então concluíram que a maior parte da massa total de nossa galáxia esta distribuída nas extremidades da mesma. Recebemos pouquíssima luz dessas regiões, portanto, qualquer matéria que tenha ali (e tem muita) é escura, pois não à vemos.

A maioria das técnicas existentes para a detecção da matéria escura são indiretas, e trabalham com o fato de que a matéria bariônica (protons, neutrons e também a luz) interage gravitacionalmente com a matéria escura. De fato, o resto dos experimentos de detecção que podem ser chamados de "diretos" estão ainda em desenvolvimento ou não apresentam ainda nenhum resultado relevante. Mas, as evidências observacionais são muito fortes para se descartar experimentos diretos de sucesso pois, ou existe matéria escura e vamos conseguir detecta-la, ou nosso "modelo padrão" precisa de urgente remodelagem. Dessa forma, não faz sentido falar em Técnicas de detecção de matéria escura, se essas técnicas (diretas) ainda não detectaram a máteria escura. 

Duas técnicas diretas em desenvolvimento muito provavelmente terão a merecida atenção em pouco tempo: Utilizando detectores criogênicos e detectores utilizando líquidos nobres. O funcionamento desses experimetos entra em um ramo muito específico da física, por isso não será discutido aqui. (ver referências)

Alguns cientistas “sugerem” que no princípio do universo, aglomerados de matéria escura atraíram os gases ao seu redor e assim começaram as primeiras interações para formações de galáxias. Ainda hoje, a matéria escura é um enigma para nossa ciência. O que a constitue, qual a sua distribuição no universo e quantidade, são questões fundamentais que quando respondidas, ajudaram a entender melhor a origem do universo.

Referências:

http://arxiv.org/pdf/1203.2566v1.pdf

Sequência de Toomre

O físico Alar Toomre reuniu algumas fotos de galáxias em estágios de colisão diferentes, para tornar mais visível como funciona uma colisão de galáxia. Estas fotos formam uma sequência que começa pela atração gravitacional entre um par de galáxias, depois colidindo e por último formando uma fusão de galáxia. Esta sequencia pode ser visualizada pela figura 1.

Figura 1. Fotos de galáxias em diferentes estágios de interação, ilustrando a sequência de Toomre. Créditos da imagem: http://www.cv.nrao.edu/~jhibbard/TSeqHST/

Alar e seu irmão Jüri Toomre, na década de 1970, fizeram um programa computacional que simula a interação gravitacional de galáxias. Nesta década os computadores não tinham um processador com capacidade suficiente para realizar um estudo detalhado do processo de fusão de galáxias. Diante disto, o programa feito usava simulações com apenas algumas centenas de partículas que eram atraídas gravitacionalmente. Figura 2.

Figura 2:  Resultado do programa computacional feito pelos os irmãos Toomre. Crédito a imagem:http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept11/Duc/Duc2.html

Os irmãos Toomre ao fazer repetidas vezes os processos de colisões galácticas conseguiram identificar um fenômeno conhecido por caudas de maré, que é o rastro de material galáctico deixado no meio inter-estelar durante o processo de interação gravitacional. Também ao simular a fusão de galáxias conhecidas conseguiram tem uma ideia mais ampla da grande variedade de tipos morfológicos existentes no cosmos.

Hoje em dia a tecnologia nos permite fazer uma simulação mais completa de uma colisão entre duas galáxias, levando em consideração a hidrodinâmica, a dissipação do gás interestelar, a formação de estrelas fora do gás. Além disso nestas simulações utiliza-se a massa e a energia lançada de volta no meio interestelar por supernova.  Figura 3.

Figura 3: Uma simulação computacional atual de um processo de colisão.     Créditos: http://www.scidacreview.org/0902/html/hardware.html

Com a ferramenta computacional proposta originalmente pelos irmãos Toomre podemos estudar o processo de colisão de galáxias e entender as diversas gálaxias fotografadas pelo telescópio Hubble. Este tipo de trabalho ajuda ainda a entender a formação e a evolução de galáxias.

Referências:

http://en.wikipedia.org/wiki/Alar_Toomre
http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Toomre+Sequence
http://physics.ucsc.edu/~joel/GalaxyMergers.pdf

Autora: Jessica Santos

As Simetrias na Física e as Leis de Conservação

A natureza possui várias simetrias e na física elas servem para melhorar nossa compreensão a respeito do universo e de suas leis. Os físicos ao estudar as leis da natureza, perceberam que para toda simetria existe, necessariamente, uma lei de conservação correspondente.

Figura 1: Alice observa sua imagem no espelho e vê uma janela para o universo. Na literatura, as simetrias nem sempre são respeitadas. A física não tem essa licença!

Um determinado sistema exibe simetria temporal caso sua energia interna não varie com o passar do tempo, ou quando sua estrutura interna se conserva. Em outras palavras, a simetria temporal está diretamente relacionada à conservação da energia.

Outro exemplo de simetria é quando um objeto está no instante t=1 s na posição x=1 metro, no instante t=2 s na posição x=2 metros e assim por diante. Nesse caso dizemos que há uma simetria de translação. Em outras palavras, ele cobre espaços iguais em tempos iguais, ou seja: sua velocidade é constante. Assumindo que sua massa também seja constante, vemos que o momento linear, que é o produto da massa pela velocidade (p = m.v) também é constante. Isso indica que o monento se conserva e podemos concluir que a simetria de trasnlação está relacionada à conservação do momento linear!

Outro exemplo seria uma esfera de aço, uniforme e maciça que rotaciona em torno de seu eixo principal e que descreve ângulos iguais em tempos iguais (velocidade angular constante). Se o raio da esfera não varia, seu eixo de rotação permanece inalterado e se a sua massa é constante, isso indica que ela possui uma simetria de rotação. Como sua massa e seu eixo de rotação não se alteram, vemos que o momento de inércia permanece inalterado. Nesse caso, vemos claramente que seu momento angular (L = I W), onde I é o momento de inércia da esfera e W sua velocidade angular, também se conserva. Isso indica que a simetria de rotação aponta para a conservação do momento angular.     

Os físicos se acostumaram a associar as simetrias da natureza às leis de conservação, que são tão fundamentais na Física. Quando se encontra uma simetria busca-se logo a lei de conservação correspondente. E vice-versa. Este tipo de associação é de vital importância para o progresso da física e para a compreensão das leis mais fundamentais do universo.



Bibliografia:


http://www.cosmolearning.com/courses/richard-feynman-messenger-lectures-the-character-of-physical-law-472/


Autor: João Rodrigo Leão