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

Linhas de Emissão e Absorção no Espectro Estelar

O núcleo de uma estrela é o local onde ocorrem as reações nucleares e fazem gerar novos elementos químicos. Estas reações são chamadas de nucleossínteses que são as transformações de elementos químicos em qualquer outro mais pesado do que o hidrogênio. Estas transformações não só unem dois átomos como também liberam energia em forma radiação eletrogmagnética e fóton.

Estes fótons são liberados pelas reações de nucleosintese estelares e agora estão sujeitos a colidir com o gás que permeia as camadas mais externa de uma estrela. Estas camadas externas possuem elementos químicos que por transferencia eletrônica absorvem os fótons. Quando isso ocorre, o elétron pula para uma camada exterior n+1 e deixando o átomo excitado. Em grande escala percebemos a absorção de um determinado feixe de luz.  Como mostra a figura 1.

figura 1

A transição entre as camadas do átomo, feita por um elétron faz emitir ou absorver um fóton. Os fótons emitidos são gerados pelas reações de nucleossintese. E o conjunto dos fótons absorvidos de um contínuo, em suas várias transições eletrônicas possíveis, gera um espectro de absorção .

Os espectros das estrelas são de absorção devido a atmosfera fria comparada com seu núcleo. A maior parte das estrelas tem a propriedade de emitir em comprimentos de onda no visível com várias linhas de absorção tênues, assim como o Sol. Os elementos químicos tem a característica absorver a luz em determinado comprimento fazendo uma linha de absorção. Representado pela figura 2.

figura 2: representação de como funciona o espectro de uma estrela.

 Com isto, os cientistas conseguem saber de que elementos químicos as estrelas são feitas, analisando as linhas de absorção, pois se determinada frequencia não estava presente no espectro estelar provavelmente este foi absorvida por elementos da camada mais externa da estrela. Sabendo que a distribuição dos elétrons em cada elemento químico é única. 

Referência: 

http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ARA%26A..34..279S

Academia: Jessica Santos

Galáxias

Galáxias são sistemas estrelares com independência gravitacional e que possuem remanescentes de estrelas, aglomerados e nebulosas. O espaço entre as os grupos de estrelas e é preenchido pelo meio interestelar de gás, poeira e matéria escura. Em meados do século XVIII não existia uma definição separad para nebulosas, galáxias e aglomerados, e todos estes diferentes objetos eram chamados apenas de nebulosas.

Em abril de 1920 houve um grande debate sobre a existência de outras galáxias além da nossa. A discussão foi entre Heber Curtis que defendeu a existência de outras galáxias e Harlow Shapley que acreditava que as manchas encontradas nas fotografias astronômicas  eram apenas nebulosas dentro de nossa própria galáxia. Neste debate nenhum saiu vitorioso, mas isto foi importante para a comunidade científica se entusiasmar com o questionamento: "Será que existem outras galáxias além da Via láctea ? ". 

Depois de três anos, a proposta de Curtis foi evidenciada como correta, quando Edwin Hubble provou que a "nebulosa" de Andrômeda na verdade é uma galáxia. Hubble percebeu que em Andrômeda há estrelas variáveis Cefeidas e o brilho destas se assemelhavam às Cefeidas de nossa galáxia. Assumindo então que as Cefeidas seguiam uma relação de período e luminosidade, Hubble foi capaz de calcular a distância  que Andrômeda está de nós, obtendo o valor de um milhão de anos luz, atualmente sabemos que na verdade é 2,2 milhões de anos luz. Sabe-se que a nossa galáxia tem apenas 100 mil anos luz de diâmetro e então percebe-se que esta distância de Andrômeda ultrapassa os limites de nossa galáxia.

Do ponto de vista da Terra as galáxias apresentam formas definidas que se enquadram em elípticas ou espirais, e outras com formas indefinidas são conhecidas como irregulares, conforme a classificação de Hubble.

As galáxias em espirais têm um núcleo, um disco, um halo e braços espirais, conforme a figura 1. Este tipo de galáxia é subdivida em dois grupos: as espirais normais (S) e as barradas (SB). As barradas se diferem das normais, pois estas têm uma extensão do seu núcleo que se parece com uma barra atravessando o núcleo da galáxia.

Além da divisão, com barra ou sem, há outra subdivisão que é de acordo com o grau de desenvolvimento e enrolamento do braço: (a)  núcleo maior e braços bem enrolados; (b) núcleo médio, braços médios e normais; (c) núcleo menor, braços grandes e muito abertos. Para melhor entendimento verique a figura 1.

Existem na categoria discoidal também a galáxia lenticular (S0) ou (SB0) que é uma galáxia que só contem núcleo, disco e halo, mas não tem traços de uma galáxia espiral.

As galáxias elípticas (E) têm núcleo e halo, assim como as lenticulares, mas estas não possuem o disco. Veja na figura 1.

Estas galáxias têm um grau de achatamento para a sua classificação aparente, não da sua verdadeira forma.  Este grau de achatamento vai na frente de sua abreviação (En) e é determinado por uma simples expressão:

n= 10*(1-b/a)

Em que “a” é o diâmetro aparente maior, “b” é o diâmetro aparente menor e “n” é o grau de achatamento.

Esta classifcação vai de E0 até E7, e quanto maior o "n" mais achatada ela será. Frisando que nem galáxia  elípitica E7 é tão achatada quanto uma galáxia espiral.

As galáxias irregulares não têm nenhum indício de simetria circular ou rotacional tendo uma aparência desordenada, Conforme a figura 1. Normalmente as galáxias irregulares são caóticas, pois têm uma atração gravitacional muito forte ou tiveram uma grande colisão como ocorreu na Pequena e na Grande Nuvens de Magalhães. 

Figura 1: Classificação de Hubble para as galáxias.


Bibliografia : http://adsabs.harvard.edu/abs/2012amld.book....3F
http://astro.if.ufrgs.br/

Acadêmica: Jessica Santos

O sistema Solar

Há aproximadamente 4,6 bilhões de anos, uma nuvem de gás e poeira, formada na sua maioria por hidrogênio e hélio foi perturbada por uma onda de choque de uma supernova próxima e colapsa sobre a influência de sua própria gravidade (figura 1a). Assim começa a nascer o sistema solar. A medida que isso ocorre, seu centro é comprimido e sua temperatura e taxa de rotação aumenta (figura 1b). Lentamente forma-se no centro da nuvem o que se chama de proto-estrela, o início do Sol (Figura 1c).

Dezenas de milhões de anos depois, no disco de poeira que se forma em torno do protossol, partículas de rocha e gelo colidem, dando origem a formação de “miniplanetas” ou planetesimais (figura 1d).

 

Figura 1. A Formação do Sol primordial e dos planetesimais. Fonte: http://www.ccvalg.pt/astronomia/sistema_solar/introducao.htm

Na parte interna do disco, partículas rochosas colidem e crescem, dando início aos planetas telúricos ou internos, formados principalmente por rochas e materiais mais densos. Externamente as partículas de poeira, gelo e gás se chocam, formando os planetas jovianos (ou externos, formados principalmente por gases e materiais menos densos.

Passada mais algumas centenas de milhões de anos, o protossol torna-se cada vez mais quente e inicia a fusão nuclear (Figura 2).

 

Figura 2: O início do processo de fusão nuclear e a geração de energia luminosa  pelo jovem Sol. Inicialmente Hidrogênio é transformado em Hélio, gerando energia no processo. Parte desta energia escapa da estrela na forma de fótons. Fonte: http://pt.wikipedia.org/wiki/Ficheiro:Protoplanetary_disk.jpg

 

Nesse período, os planetas jovianos crescem acrescentando gás do disco externo e os telúricos se esquentam, começando assim a diferenciação química entre os dois tipos de planeta. Por fim, passados aproximadamente 100.000 anos, o Sol varre com seu vento solar o gás e a poeira restantes deixando o sistema assim como nós o conhecemos hoje (Figura 1e).

Agora pense: o maior corpo celeste depois do Sol em nosso sistema é o planeta Júpiter. E se ele tivesse adquirido massa suficiente para se tornar uma estrela, o que aconteceria no sistema solar? Bem, primeiramente teríamos um sistema binário, com duas estrelas orbitando o seu centro de massa comum. Segundo, Júpiter deveria ter adquirido 80 vezes a sua massa para se tornar uma estrela, isso – ainda – na chamada nebulosa solar. Isso acarretaria, como consequência, uma menor disponibilidade de massa para a formação dos planetas, ou seja, os planetas não seriam iguais aos que conhecemos hoje. Assim as condições de vida que foram necessárias para o aparecimento da vida talvez nunca ocorressem e por fim poderíamos não estar aqui para deduzir toda essa história!

Na literatura especializada: 

http://tinyurl.com/8h8qsth

         Acadêmica: Laura Amaral