Os antigos egípcios usaram uma vez, e hoje, nós também usamos. O dia bissexto - que ocorre em 29 de fevereiro de quatro em quatro anos - ajuda a manter nossos calendários e sociedades em sincronia.
A maioria do mundo moderno adotou o calendário gregoriano e o seu sistema de ano bissexto para permitir que dias e meses fiquem em sintonia com as estações do ano.
É nesta segunda-feira, 29 de fevereiro, dia bissexto, que uma estranheza do calendário ocorre (quase) de quatro em quatro anos.
Durante séculos, tentar sincronizar calendários com o comprimento do ano natural causou confusão — uma maneira de compensar o tempo perdido, desde o conceito de ano bissexto.
"Tudo se resume ao fato de que o número de rotações da Terra sobre seu próprio eixo, ou dias, não é igual a ou conectado de alguma forma com o tempo que leva para a terra circular em torno do sol," diz John Lowe, líder do National Institute of Standards and Technology (NIST) da Time & Frequency Division.
O ano solar ou tropical, é de aproximadamente 365,2422 dias de duração. Nenhum calendário composto por dias inteiros pode corresponder a esse número, e simplesmente ignorar a aparentemente pequena fração cria um problema muito maior do que se poderia suspeitar.
A evidência encontra-se em uma longa história de descontroladamente mudando datas e que acompanha o caos civil, agrícola e religioso.
Isso é porque a maioria do mundo moderno adotou o calendário gregoriano e o seu sistema de ano bissexto para permitir dias e meses ficarem em sintonia com as estações do ano.
"Fizemos um calendário que chega perto", diz Lowe, "mas para isso funcionar você tem que fazer esses truques de dia bissexto que têm algumas regras peculiares."
A marcação do tempo antigo
Esforços para tornar a agenda da natureza se encaixar com a nossa tem sido imperfeitos desde o início. Alguns calendários antigos, datando dos sumérios a 5.000 anos atrás, simplesmente dividiram o ano em 12 meses de 30 dias cada. O ano de 360 dias tem quase uma semana mais curta que a nossa viagem anual ao redor do sol.
A prática da adição de dias extras para o ano é pelo menos tão antiga quanto a estes sistemas de 360 dias.
"Quando" os egípcios adotaram este calendário, eles estavam cientes de que havia um problema, mas não acrescentaram quaisquer mais dias no calendário, disse Lowe. "Eles apenas acrescentaram um tempo extra de cinco dias de festivais, no final do ano."
Egípcios anteriores (antes da cerca de 3100 a.C.) e outras sociedades da China a Roma uma vez usavam calendários lunares para controlar o tempo.
Mas meses lunares tem média de 29,5 dias e anos de apenas cerca de 354 dias. Então as sociedades que mantiveram o tempo lunar rapidamente se afastaram bem fora de sincronia com as estações do ano devido a essa defasagem de 11 dias.
Os romanos regularmente tentaram ajustar este calendário adicionando irregularmente dias ou meses, mas esses esforços desiguais apenas destacaram a necessidade de reforma.
"Ano da confusão"
Enquanto Julius Caesar apreciava seu famoso romance com Cleópatra, o calendário de Roma tinha divergido as estações do ano por cerca de três meses. Mas o Egito estava planejando um ano de 365 dias, e tão cedo quanto o século III A.C. até tinham estabelecido a utilidade de um sistema de ano bissexto para corrigir o calendário de quatro em quatro anos.
Julius adotou o sistema por decretar um único longo ano de 445 dias de confusão (46 A.C.) para corrigir os longos anos da deriva de uma só vez. Ele então determinou um ano de 365.25 dias que simplesmente adicionou um dia bissexto a cada quatro anos.
Mas mesmo este sistema era falho, porque o ano bissexto de 0,25 dia que se adiciona anualmente é um pouco mais do que sobra do ano solar dia 0,242. Que fez o ano do calendário 11 minutos mais curtos do que sua contraparte solar, então os dois divergiram por um dia inteiro a cada 128 anos.
"Ao que parece, enfiar em um dia de quatro em quatro anos é muito pouco" diz James Evans, um físico da Universidade de Puget Sound e editor do Journal or the History of Astronomy. .
Entre o momento em que Julius Caesar introduziu o sistema em 46 A.C. e do XVI século A.C., esta pequena discrepância tinha deixado datas importantes, incluindo os feriados cristãos, à deriva por uns dez dias. O Papa Gregorio XIII encontrou a situação insustentável, então o calendário gregoriano foi criado em 1582 — após outra adoção drástica de táticas de urdidura temporal.
"Gregório reformou o calendário e retirou dez dias do mês de outubro daquele ano", diz Evans. "Então eles mudaram as regras do dia bissexto para corrigir o problema."
Agora anos bissextos divisíveis por 100, como o ano de 1900, são ignorados, a menos que eles também sejam divisíveis por 400, como o ano 2000, caso eles estejam sendo observados. Ninguém vivo lembraria do último dia de salto perdido, mas soltando aqueles três dias de 400 anos mantém o calendário sincronizado.
Calendários alternativos
Ainda hoje, alguns descontos de calendário do ano bissexto mantém o tempo com nossa órbita, ou ignoram o sol por completo.
O calendário islâmico é um sistema lunar que adiciona até apenas 354 dias e turnos de cerca de 11 dias do calendário gregoriano, cada ano — embora um dia bissexto único seja adicionado às vezes.
E enquanto a China usa o calendário gregoriano para fins oficiais, um calendário lunar-solar tradicional ainda é popular na vida cotidiana. Ele segue as fases da lua e implementa um salto todo mês uma vez a cada três anos.
"Não há nada sagrado sobre o bloqueio de um calendário para o ano solar como o nosso é,", diz Evans. "As pessoas podem se acostumar com qualquer sistema de calendário. Mas uma vez que eles são usados, o que parece realmente irritante é quando algo é alterado."
Futuras decisões
O atual sistema de calendário gregoriano torna os dias fracionários do calendário ano solar e ano bissexto quase iguais, ocasionalmente, ignorando um dia bissexto.
Este sistema produz um comprimento médio do ano de 365,2425 dias, só mais um minuto do que o ano solar. Em uma taxa como essa, levará 3.300 anos antes do calendário gregoriano mover-se mesmo um dia do nosso ciclo sazonal.
Isso significa que as gerações futuras terão uma decisões a tomar no ano bissexto, embora não por muito tempo.
"Então, em 3.000 anos contando a partir de agora, as pessoas poderão decidir ajustá-lo", diz Lowe. "Nós só teremos que esperar e ver."
Traduzido e adaptado de National Geografic
Os cientistas colaboradores do DZero no Departamento de energia do Fermilab nos EUA descobriram uma nova partícula - o mais recente membro a ser adicionado às espécies exóticas de partículas conhecidas como tetraquarks.
Os quarks são partículas pontuais, que normalmente vêm em pacotes de dois ou três, sendo os mais conhecidos o próton e o nêutron (cada um feita de três quarks). Existem seis tipos, ou "sabores", de quark para escolher: up, down, strange, charm, bottom and top. Cada um deles tem também uma contraparte de antimatéria.
Ao longo dos últimos 60 anos, os cientistas observaram centenas de combinações duplas e trios de quarks.
Em 2003, cientistas do experimento Belle no Japão relataram a primeira evidência de quarks pendurados para fora como um quarteto, formando uma tetraquark. Desde então, os físicos têm vislumbrado um punhado de diferentes candidatos a tetraquark, incluindo agora a recente descoberta do DZero - o primeiro observado para conter quatro sabores diferentes de quarks.
DZero é um dos dois experimentos no Tevatron Collider do Fermilab. Embora o Tevatron fora aposentado em 2011, os experimentos continuaram a analisar bilhões de eventos previamente gravados a partir de suas colisões.
Como é o caso de muitas descobertas, a observação do tetraquark veio como uma surpresa quando os cientistas do DZero vieram pela primeira vez com sugestões em julho de 2015 da nova partícula, chamada X (5568). O nome vem de sua massa de 5568 megaelectronvolts.
"No início, nós não acreditamos que era uma nova partícula", diz co-porta-voz do DZero Dmitri Denisov. "Só depois de múltiplas verificações realizadas cruzadas que começamos a acreditar que o sinal que vimos não poderia ser explicado por fundos ou processos conhecidos, mas foi a evidência de uma nova partícula."
Na esquerda: Um pion, formado por um quark down e um quark up. No centro, um próton, que faz parte da família dos bários, feito de dois quarks up e um quark down. Na direita, X(5568), um tetraquark, formado por um quark up, um quark down, um quark strange e um quark bottom.
O X (5568) não é qualquer novo tetraquark. Enquanto todos os outros tetraquarks observados contem, pelo menos, dois dos mesmos sabores, X (5568) tem quatro sabores diferentes: up, down, strange e bottom.
"A pergunta seguinte será entender como os quatro quarks são colocados juntos," diz o co-porta-voz do DZero Paul Grannis. "Eles poderiam ser amassadas juntas em uma bola apertada, ou eles podem ser um par de quarks firmemente presos que giram a uma certa distância do outro par."
Quarteto de quarks são raros, e, embora não há nada na natureza que proíba a formação de um tetraquark, os cientistas não entendem bem quanto entendem sobre os quarks de duplos e triplos.
Esta última descoberta vem na esteira da primeira observação de uma pentaquark - a partícula de cinco quarks apresentada ano passado pelo experimento LHCb no Large Hadron Collider.
Os cientistas vão aguçar a sua imagem do quarteto de quarks, fazendo medições de propriedades, tais como as formas com que X (5568) decai ou o quanto ele gira sobre seu eixo. Como investigações das tetraquarks vieram antes dele, os estudos do X (5568) irá fornecer uma outra janela para o funcionamento da força forte que mantém essas partículas juntas.
E talvez a espécie de tetraquark emergente se tornará uma classe estabelecida no futuro, mostrando-se tão numerosos quanto seu irmão de dois e três quarks.
"A descoberta de um único membro da família tetraquark com quatro sabores diferentes de quarks vai ajudar a desenvolver modelos teóricos que permitam uma compreensão mais profunda dessas partículas", diz Fermilab Director Nigel Lockyer.
Setenta e cinco instituições de 18 países colaboraram com este resultado a partir DZero.
Olhe para o céu à noite e ela estará cheia de estrelas. Mas apenas uma fracção microscópica é visível a olho nu. Na verdade, são estimadas 100 bilhões de estrelas em 10 trilhões de galáxias no universo visível. Isto significa que há cerca de 1024 estrelas lá fora.
Olá gatinha! R136a1 é um peso pesado universal. Crédito: Joannie Dennis / flickr, CC BY-SA
Estas potências espetaculares vêm em uma variedade de cores e tamanhos diferentes - e muitas fazem com que o nosso Sol pareça uma mera estrela insignificante. Mas qual é a verdadeira gigante dos céus?
Bem, nós temos que começar por definir o que queremos dizer com gigante. Gigante é aquela estrela com o maior raio, por exemplo, ou maior massa?
Gigantes galácticos
A estrela com, possivelmente, o maior raio é atualmente é a UY Scuti uma supergigante vermelha brilhante variável na constelação de Scutum, o Escultor. Situada a cerca de 9.500 anos-luz da Terra, e composta por hidrogênio, hélio e outros elementos mais pesados semelhantes com a composição química do Sol, a estrela tem um raio de 1708 (± 192) vezes maior do que o nosso Sol.
Ela tem cerca de 1,2 bilhões de km, o que resulta em uma circunferência de 7,5 bilhões de km. Para colocar isso em perspectiva, você levaria 950 anos para voar em torno dela em um avião comercial - até mesmo a luz levaria seis horas e 55 minutos para circunavegá-la. Se fosse para substituir o nosso Sol por UY Scuti, sua superfície seria localizada em algum lugar entre as órbitas de Júpiter e Saturno - desnecessário dizer que a Terra seria tragada.
Lá existem gigantes. Crédito: Mike Durkin / flickr, CC BY-SA
Dada a sua enorme dimensão e uma massa possível de 20 a 40 vezes a do nosso Sol (ou 2-8×10³¹ kg), UY Scuti tem uma densidade provável de 7 × 10⁻⁶ kg / m³. Em outras palavras, é mais de um bilhão de vezes menos denso do que a água.
Na verdade, se você pudesse colocar esta estrela na maior banheira do Universo, ela teoricamente iria flutuar. Sendo mais de um milhão de vezes menos densa que a atmosfera média da Terra à temperatura ambiente, ela seria também sacudida no ar como um balão - se você pudesse encontrá-la um parque grande o suficiente.
Mas se esses fatos insanos explodem sua mente, saiba que isso não está nem no começo. UY Scuti pode ser grande, mas não é um peso pesado. O rainha dos pesos pesados é a estrela R136a1, localizada na Grande Nuvem de Magalhães, a cerca de 165.000 anos-luz de distância.
Ataque massivo
Esta estrela, uma esfera de hidrogênio, hélio e elementos mais pesados em cerca de metade do montante do Sol, tem apenas 35 vezes o raio do nosso Sol, porém é 265 vezes mais massiva - impressionante, especialmente levando em conta que ela já perdeu 55 massas solares durante o seu tempo de vida de 1,5 milhões de anos.
Este tipo de estrela Wolf-Rayet está longe de ser estável. Aparenta ser uma esfera azul distorcida sem nenhuma superfície clara, uma vez que empurra para fora ventos estelares extremamente poderosos. Estes ventos viajam a uma formação de bolhas com 2.600 km/s - ou 65 vezes mais rápido do que a sonda Juno, o objeto mais veloz já construído pelo homem.
Como resultado, ela perde massa a uma taxa de 3,21 × 10¹⁸kg/s, o equivalente a uma Terra a cada 22 dias.
Tal estrela assim como uma estrela do rock, brilha e morre rápidamente. R136a1 irradia nove milhões de vezes mais energia do que o nosso Sol, e parece 94.000 vezes mais brilhante para os nossos olhos se fosse substituída. Na verdade, ela também é a estrela mais luminosa já descoberta.
Ele tem uma temperatura de superfície de mais de 53.000 K fazendo com que ela só viva por dois milhões de anos. A sua morte será uma espécie espetacular de mega-supernova, não deixando nada para trás, nem mesmo um buraco negro.
Estrela R136a1 (extrema direita) está em um denso aglomerado de estrelas a 165.000 anos-luz da Terra. Crédito: NASA Blueshift / flickr, CC BY
Evidentemente, o nosso próprio Sol parece um pouco insignificante diante dessas gigantes, mas, também, ele irá crescer em tamanho à medida que envelhece. Em torno de 7,5 bilhões de anos, ele irá atingir o seu tamanho máximo, se tornando uma gigante vermelha, expandindo até o momento que a órbita atual da Terra ficará dentro de uma espiral para o Sol, mesmo antes disso.
Mas todas as estrelas são apenas pequenas partes de galáxias maiores, se consideramos um verdadeiramente vasto Universo. E sobre a Terra? Bem, melhor não me debruçar sobre isso, mas a imagem abaixo dá uma ideia de nossa insignificância diante das estrelas gigantes:
Fonte: Phys
Lá existem gigantes. Crédito: Mike Durkin / flickr, CC BY-SA
Dada a sua enorme dimensão e uma massa possível de 20 a 40 vezes a do nosso Sol (ou 2-8×10³¹ kg), UY Scuti tem uma densidade provável de 7 × 10⁻⁶ kg / m³. Em outras palavras, é mais de um bilhão de vezes menos denso do que a água.
Na verdade, se você pudesse colocar esta estrela na maior banheira do Universo, ela teoricamente iria flutuar. Sendo mais de um milhão de vezes menos densa que a atmosfera média da Terra à temperatura ambiente, ela seria também sacudida no ar como um balão - se você pudesse encontrá-la um parque grande o suficiente.
Mas se esses fatos insanos explodem sua mente, saiba que isso não está nem no começo. UY Scuti pode ser grande, mas não é um peso pesado. O rainha dos pesos pesados é a estrela R136a1, localizada na Grande Nuvem de Magalhães, a cerca de 165.000 anos-luz de distância.
Ataque massivo
Esta estrela, uma esfera de hidrogênio, hélio e elementos mais pesados em cerca de metade do montante do Sol, tem apenas 35 vezes o raio do nosso Sol, porém é 265 vezes mais massiva - impressionante, especialmente levando em conta que ela já perdeu 55 massas solares durante o seu tempo de vida de 1,5 milhões de anos.
Este tipo de estrela Wolf-Rayet está longe de ser estável. Aparenta ser uma esfera azul distorcida sem nenhuma superfície clara, uma vez que empurra para fora ventos estelares extremamente poderosos. Estes ventos viajam a uma formação de bolhas com 2.600 km/s - ou 65 vezes mais rápido do que a sonda Juno, o objeto mais veloz já construído pelo homem.
Como resultado, ela perde massa a uma taxa de 3,21 × 10¹⁸kg/s, o equivalente a uma Terra a cada 22 dias.
UY Scuti, Rutherford Observatory. Crédito: Haktarfone [GFDL (http://www.gnu.org/copyleft/fdl.html), CC BY-SA
Ele tem uma temperatura de superfície de mais de 53.000 K fazendo com que ela só viva por dois milhões de anos. A sua morte será uma espécie espetacular de mega-supernova, não deixando nada para trás, nem mesmo um buraco negro.
Estrela R136a1 (extrema direita) está em um denso aglomerado de estrelas a 165.000 anos-luz da Terra. Crédito: NASA Blueshift / flickr, CC BY
Evidentemente, o nosso próprio Sol parece um pouco insignificante diante dessas gigantes, mas, também, ele irá crescer em tamanho à medida que envelhece. Em torno de 7,5 bilhões de anos, ele irá atingir o seu tamanho máximo, se tornando uma gigante vermelha, expandindo até o momento que a órbita atual da Terra ficará dentro de uma espiral para o Sol, mesmo antes disso.
Mas todas as estrelas são apenas pequenas partes de galáxias maiores, se consideramos um verdadeiramente vasto Universo. E sobre a Terra? Bem, melhor não me debruçar sobre isso, mas a imagem abaixo dá uma ideia de nossa insignificância diante das estrelas gigantes:
Fonte: Phys
Um novo registro propõe que cerca de 700 quintilhões de exoplanetas terrestres é provável que existam em todo o universo observável - a maioria diferente da Terra.
Mais de 400 anos atrás, na Renascença, o astrônomo Copérnico nos reduziu a quase nada, mostrando que nosso planeta não é o centro do sistema solar. Com cada revolução científica posterior, a maioria das outras posições privilegiadas nos seres humanos no universo foram sendo mais degradadas, revelando a verdade fria que a nossa espécie é a menor das partículas em uma partícula de um planeta, cosmologicamente falando. Um novo cálculo de exoplanetas sugere que a Terra é apenas um dos prováveis 700 milhões de trilhões de planetas terrestres em todo o universo observável. Mas a idade média destes planetas — bem acima da idade da Terra — e suas localizações típicas — em galáxias vastamente diferentes da Via Láctea — podem transformar o princípio copernicano em sua mente.
O astrônomo Erik Zackrisson da Universidade de Uppsala e seus colegas criaram um compêndio cósmico de todos os exoplanetas terrestres que possam existir em todo o universo observável, com base nos mundos rochosos que os astrônomos têm encontrado até agora. Em uma simulação de um computador poderoso, primeiro eles criaram o seu próprio mini-universo contendo modelos das primeiras galáxias. Em seguida, eles desencadearam as leis da física, o mais perto que os cientistas chegarem em descrevem como as galáxias crescem, como as estrelas evoluem e como os planetas nasceram. Finalmente, eles avançaram através de 13,8 bilhões de anos de história cósmica.
Seus resultados, publicados no servidor arXiv ( pdf ) e submetidos a The Astrophysical Journal, oferecem um tesouro tentador de prováveis estatísticas de exoplanetas que ajudam os astrônomos a entenderem o nosso lugar no universo. "É meio incompreensível que este é realmente um ponto onde podemos começar a fazer isso," disse o co-autor Andrew Benson dos Observatórios Carnegie, na Califórnia. Até recentemente, ele diz, são conhecidos poucos exoplanetas no qual extrapolações razoáveis para o resto do universo eram impossíveis. Ainda assim, as descobertas de sua equipe são uma suposição preliminar em que o cosmos se mantêm. "É certamente o caso que há uma série de incertezas em um cálculo como este. Nosso conhecimento de todas estas peças é imperfeito ", acrescenta.
Tome exoplanetas como um exemplo. O telescópio espacial Kepler da NASA é indiscutivelmente um dos melhores caçadores de planetas do mundo, mas ele usa um método tão desafiador que é muitas vezes comparada com a procura através de milhares de quilômetros para ver um zumbido do vaga-lume em torno de um holofote brilhante. Uma vez que procura um escurecimento sutil na luz de uma estrela quando planetas cruzam na frente dela (método de trânsito), o telescópio Kepler tem um tempo mais facilidade de planetas maciços que orbitam perto de suas estrelas.
Assim, o catálogo de planetas Kepler encontrou forte esguio para estes tipos menores e mais distantes de planetas, deixando o nosso conhecimento dos sistemas planetários incompleto. Astrônomos usam outras técnicas para procurar planetas menores que orbitam a distâncias maiores, mas estes métodos são ainda relativamente novos e ainda não encontraram quase tantos mundos como Kepler. Além disso, "tudo que sabemos sobre exoplanetas representa uma pequena mancha na nossa galáxia", disse Zackrisson, dentro do qual a maioria das estrelas são bastante semelhantes entre si em termos de quantos elementos pesados que contêm e outras características. A equipe teve para extrapolar a fim de adivinhar como os planetas podem se formar em torno de estrelas com menos elementos pesados, tais como aquelas encontrados em galáxias pequenas ou no início do universo.
Os cientistas também têm preocupações semelhantes sobre os insumos galácticos e cosmológicos do seu modelo, mesmo assim eles suspeitam que seus números finais são precisos dentro de uma ordem de magnitude. Com os erros estimados levados em conta, os investigadores concluem que a Terra permanece como uma violação leve do princípio de Copérnico. Nosso pálido ponto azul só pode ser especial depois de tudo. "Não é muito como um golpe de sorte que possa surgir, em uma galáxia como a Via Láctea, mas, no entanto, é apenas o suficiente para fazer você pensar duas vezes sobre ela", diz Jay Olson da Universidade Estadual de Boise, que não esteve envolvido no estudo. Tanto ele como Zackrisson acham que o princípio de Copérnico poderia ser salvo por algumas ressalvas desconhecidas nas conclusões. "Sempre que você encontrar algo que se destaca ..." Zackrisson diz: "... e isso significa que ou nós somos o resultado de uma loteria muito improvável de ganhar ou não entendemos como funciona a loteria."
Mas Max Tegmark, do Instituto de Tecnologia de Massachusetts, que também não fez parte da pesquisa, acredita que a Terra é uma violação colossal do princípio Copernicana princípio - não por causa de sua localização, mas por causa de sua idade nova. "Se você existirem essas civilizações que tiveram uma vantagem inicial, digamos, 3,5 bilhões de anos mais velhas do que nós, por que eles não colonizaram nossa galáxia?", Pergunta Tegmark. "Para mim, a explicação mais provável é que se os planetas são muito fáceis de encontrar, então a vida altamente inteligente evolui apenas raramente." Então, devemos nos sentir insignificantes? Devemos ser reduzidos para quase nada? Não por isso, diz ele. "Pode ser que um dia em um futuro muito distante o nosso universo seja repleto de vida por causa do que fizemos aqui."
Traduzido e adaptado de Scientific American
Estrelas de nêutrons são objetos estelares do tamanho de uma cidade com uma massa de cerca de 1,44 vezes a do Sol. Nascidas a partir da morte explosiva de outras estrelas maiores, esses pequenos objetos embalam uma força gigantesca. Vamos dar uma olhada no que elas são, o que elas se formam, e como elas podem variar.
Estrelas de nêutrons são criadas quando estrelas gigantes morrem em supernovas e seus núcleos colapsam, os elétrons caem para dentro do núcleo do átomo e, essencialmente, fundem-se com prótons para formar nêutrons.
A Fênix estelar
Quando estrelas de quatro a oito vezes a massa do sol explodem em uma supernova violenta, as suas camadas exteriores podem explodir em uma exibição muitas vezes espetacular, deixando para trás um pequeno núcleo, denso, que continua a entrar em colapso. A gravidade comprime o material com tanta força que prótons e elétrons se combinam para tornar-se nêutrons, daí o nome "estrela de nêutrons".
As estrelas de nêutrons concentram sua massa dentro de um diâmetro de 20 km. Elas são tão densas que uma única colher de chá pesaria de um bilhão de toneladas - supondo que você de alguma forma conseguisse roubar uma amostra sem ser capturado pela forte atração gravitacional do corpo. Em média, a gravidade em uma estrela de nêutrons é 2 bilhões de vezes mais forte do que a gravidade na Terra. Na verdade, ela é forte o suficiente para dobrar significativamente a radiação da estrela, em um processo conhecido como lente gravitacional, permitindo aos astrônomos verem alguns dos lados de trás da estrela.
A energia da supernova que deu origem dá a estrela uma rotação extremamente rápida, fazendo-a girar várias vezes em um segundo. Estrelas de nêutrons pode girar tão rápido como 43.000 vezes por minuto , gradualmente diminuindo ao longo do tempo.
Se uma estrela de nêutrons é parte de um sistema binário que sobreviveu a explosão mortal de sua supernova (ou se ela capturou uma companheira de passagem), as coisas podem ficar ainda mais interessantes. Se a segunda estrela for menos maciça do que o Sol, ela puxa a massa de sua companheira em um Lóbulo de Roche, uma nuvem em forma de balão de material que orbita a estrela de nêutrons. Estrelas com até 10 vezes a massa do Sol criam transferências de massa semelhantes que são mais instáveis e não duram tanto tempo.
Estrelas com mais de 10 vezes a massa do sol transferem material na forma de vento estelar. O material flui ao longo dos pólos magnéticos da estrela de nêutrons, criando pulsações de raios X, uma vez que é aquecida, dando origem ao que chamamos de Pulsar.
Até 2010, cerca de 1.800 pulsares foram identificados através da detecção de rádio, com outros 70 encontrados por raios gama. Alguns pulsares ainda têm planetas que orbitam-los - e alguns se transformam em planetas.
Tipos de estrelas de nêutrons
Algumas estrelas de nêutrons têm jatos de materiais que fluem fora delas quase à velocidade da luz. A medida que sua luz chega à Terra, elas piscam como a lâmpada de um farol. Esta aparência pulsante a levou a serem chamadas de pulsares.
Quando os pulsares de raios-X captam o material que flui das companheiras mais massivas, o material interage com o campo magnético para produzir feixes de alta potência que podem ser vistos no espectro de rádio, raios-X, óptica de raios gama. Como a sua principal fonte de energia vem do material de sua companheira, elas são freqüentemente chamadas de "pulsares movidos a acreção." "Pulsares alimentados por rotação" são movidos pela rotação da estrela, a medida que elétrons de alta energia interagem com o campo magnético do pulsar acima de seus pólos. Estrelas de nêutrons jovens antes de esfriarem também podem produzir pulsos de raios-X, uma vez que algumas partes são mais quentes do que outros.
A medida que o material dentro de um pulsar acelera dentro da magnetosfera de um pulsar, a estrela de nêutrons produz emissão de raios gama. A transferência de energia nesses pulsares de raios gama diminui a rotação da estrela.
Magnetares têm campos magnéticos mil vezes mais forte do que a estrela média de nêutrons. O arrasto resultante faz com que a estrela leve mais tempo para rodar.
As estrelas de nêutrons concentram sua massa dentro de um diâmetro de 20 km. Elas são tão densas que uma única colher de chá pesaria de um bilhão de toneladas - supondo que você de alguma forma conseguisse roubar uma amostra sem ser capturado pela forte atração gravitacional do corpo. Em média, a gravidade em uma estrela de nêutrons é 2 bilhões de vezes mais forte do que a gravidade na Terra. Na verdade, ela é forte o suficiente para dobrar significativamente a radiação da estrela, em um processo conhecido como lente gravitacional, permitindo aos astrônomos verem alguns dos lados de trás da estrela.
A energia da supernova que deu origem dá a estrela uma rotação extremamente rápida, fazendo-a girar várias vezes em um segundo. Estrelas de nêutrons pode girar tão rápido como 43.000 vezes por minuto , gradualmente diminuindo ao longo do tempo.
Se uma estrela de nêutrons é parte de um sistema binário que sobreviveu a explosão mortal de sua supernova (ou se ela capturou uma companheira de passagem), as coisas podem ficar ainda mais interessantes. Se a segunda estrela for menos maciça do que o Sol, ela puxa a massa de sua companheira em um Lóbulo de Roche, uma nuvem em forma de balão de material que orbita a estrela de nêutrons. Estrelas com até 10 vezes a massa do Sol criam transferências de massa semelhantes que são mais instáveis e não duram tanto tempo.
Estrelas com mais de 10 vezes a massa do sol transferem material na forma de vento estelar. O material flui ao longo dos pólos magnéticos da estrela de nêutrons, criando pulsações de raios X, uma vez que é aquecida, dando origem ao que chamamos de Pulsar.
Até 2010, cerca de 1.800 pulsares foram identificados através da detecção de rádio, com outros 70 encontrados por raios gama. Alguns pulsares ainda têm planetas que orbitam-los - e alguns se transformam em planetas.
Tipos de estrelas de nêutrons
Algumas estrelas de nêutrons têm jatos de materiais que fluem fora delas quase à velocidade da luz. A medida que sua luz chega à Terra, elas piscam como a lâmpada de um farol. Esta aparência pulsante a levou a serem chamadas de pulsares.
Quando os pulsares de raios-X captam o material que flui das companheiras mais massivas, o material interage com o campo magnético para produzir feixes de alta potência que podem ser vistos no espectro de rádio, raios-X, óptica de raios gama. Como a sua principal fonte de energia vem do material de sua companheira, elas são freqüentemente chamadas de "pulsares movidos a acreção." "Pulsares alimentados por rotação" são movidos pela rotação da estrela, a medida que elétrons de alta energia interagem com o campo magnético do pulsar acima de seus pólos. Estrelas de nêutrons jovens antes de esfriarem também podem produzir pulsos de raios-X, uma vez que algumas partes são mais quentes do que outros.
A medida que o material dentro de um pulsar acelera dentro da magnetosfera de um pulsar, a estrela de nêutrons produz emissão de raios gama. A transferência de energia nesses pulsares de raios gama diminui a rotação da estrela.
Magnetares têm campos magnéticos mil vezes mais forte do que a estrela média de nêutrons. O arrasto resultante faz com que a estrela leve mais tempo para rodar.
O caminho de um conjunto revolucionário de equações para a detecção de ondas gravitacionais foi cheio de obstáculos e controvérsias, explica o físico Daniel Kennefick - e a luta continua.
teóricos de ondas gravitacionais (da esquerda para a direita) Robert Oppenheimer, Roger Penrose, Albert Einstein, Karl Schwarzschild, Arthur Eddington, Kip Thorne e Richard Feynman, cujos trabalhos ajudaram a pavimentar o caminho para a grande anúncio do LIGO na semana passada.
Não existem ondas gravitacionais..." ... "ondas gravitacionais planas, viajando ao longo do eixo-x positivo, podem, portanto, serem encontradas..."... "... ondas gravitacionais não existem ..." ... "Ondas gravitacionais exitem?" ... "Acontece que existem soluções rigorosas... "
Estas são as palavras de Albert Einstein. Por 20 anos, ele equivocou-se sobre ondas gravitacionais, sem saber se estas ondulações no tecido do espaço e do tempo seriam previstas ou descartadas por seu revolucionário trabalho de 1915 sobre teoria da relatividade geral. Por toda a elegância conceitual da teoria - que revelou a gravidade como sendo o efeito de curvas no "espaço-tempo" - sua matemática era extremamente complexa.
A questão foi resolvida de uma vez por toda a semana passada, quando os cientistas da Laser Interferometer Gravitational - Wave Observatory (LIGO) relataram que tinham detectado as ondas gravitacionais que emanam da fusão violenta de dois buracos negros a mais de um bilhão de anos-luz de distância. Pegando o sinal - uma pequena onda de contrações e expansões no espaço-tempo chamado de "murmúrio" - exigindo um extraordinário requinte técnico. Mas também levou 100 anos para os cientistas a determinarem o que, exatamente, a teoria de Einstein predizia: não só que as ondas gravitacionais existem, mas como eles se parecem depois de atravessar o cosmos a partir de um par de buracos negros coalescentes - buracos inevitavelmente íngremes no espaço-tempo, cuja existência era ainda mais difícil de Einstein aceitar.
Daniel Kennefick , um físico teórico da Universidade de Arkansas, começou sua carreira como um estudante de graduação trabalhando com co-fundador da LIGO, Kip Thorne para desvendar as previsões da relatividade geral. Fascinados pela história controversa da pesquisa de ondas gravitacionais, Kennefick começou um lateral como historiador; ele é o autor do livro de 2007 "Viajando na velocidade do pensamento: Einstein e a procura para ondas gravitacionais", e no ano passado ele foi co-autor de uma enciclopédia de Einstein. Em discussões antes e depois do grande anúncio de quinta-feira, Kennefick relatou a viagem que leva até ela e explicou onde teóricos devem ir a partir daqui. Uma versão editada e condensada da conversa segue:
Quão emocionante foi o anúncio de quinta-feira passada para você?
DANIEL KENNEFICK: Eu não podia acreditar como foi emocionante. É ótimo, dada a história muito controversa do campo, que é uma detecção incontestável. Eles não tem que cavar o sinal de fora do barulho como muitos de nós esperávamos que seria; você pode realmente vê-lo nos dados com seus próprios olhos. E do ponto de vista de um teórico, estamos muito felizes que as previsões teóricas estavam tão próximas da realidade. Não havia o sinal, e não havia a sua previsão de que a forma de onda a partir da fusão de dois buracos negros se pareceria sobrepor a isso.
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| Daniel Kennefick, um físico teórico e estudioso de Einstein da Universidade de Arkansas. |
Como você caracterizaria a história da pesquisa de ondas gravitacionais que levou até este momento?
Não há dúvida de que uma grande característica tem sido polêmica - uma série de controvérsias. Controvérsias sobre se as ondas gravitacionais existem. Será que elas realmente existem? Será que elas carregam energia? Será que elas existem de uma forma que podemos ter esperança de detectá-las? Mesmo apenas ontologicamente: Qual é a realidade? Você está medindo algo aqui ou você está brincando com a gente?
E isso tem sido verdade desde o início. A primeira menção de ondas gravitacionais que temos de Einstein é dele dizendo que elas não existem. ondas gravitacionais eram uma ideia muito ousada, tão ousada que começou a entrar a cabeça das pessoas 100 anos atrás, e ainda assim há sempre aquela sensação de incerteza. Uma pergunta será respondida, mas uma nova pergunta ainda surgirá.
Como é que a frase em seu título do livro - "Viajando na velocidade do pensamento" - captura esta incerteza?
Quando Einstein escreveu seu artigo [prevendo ondas gravitacionais] em 1916, ele pensou ter descoberto três tipos diferentes de ondas gravitacionais. No início desse ano, quando ele pensou que não existia nas ondas, ele estava usando o sistema errado de coordenadas. Ele mudou para um sistema de coordenadas diferente, por sugestão de um colega, e que lhe permitiu ver mais claramente que havia ondas. Mas este sistema de coordenadas é o próprio tipo de ondulação, e assim descobriu-se que duas das ondas que ele pensava que ele estava olhando eram o espaço realmente plano visto em um ondulado sistema de coordenadas; não são as ondas propriamente ditas.
[O astrônomo e físico Inglês] Arthur Stanley Eddington respondeu a artigo de Einstein em 1922, e ele estava interessado na questão: ondas gravitacionais viajam à velocidade da luz? A resposta é que, como sabemos hoje, com certeza sim. Eddington fez o seu cálculo para mostrar que isso, e ele percebeu que os outros dois tipos de ondas, os espúrios, podiam viajar a qualquer velocidade dependendo de qual sistema de coordenadas que você usar, e então ele disse essas ondas falsas "viajam à velocidade do pensamento". É uma frase encantadora porque, por um lado, mostra o ceticismo -"viajando na velocidade do pensamento" como algo que não é real. E, por outro lado, mostra a importância do ceticismo, porque afinal de contas, não há três tipos de ondas gravitacionais; há apenas um tipo.
E então Einstein mudou de ideia novamente em 1936 e disse que não existem ondas gravitacionais. O que aconteceu?
Einstein e seu assistente Nathan Rosen partiram para encontrar uma solução exata [em vez de aproximada] de ondas gravitacionais, e descobriram um problema. Não importa como eles tentassem criar seu sistema de coordenadas, eles sempre encontrariam um lugar com "singularidade" no espaço-tempo. Uma singularidade significa um lugar onde não podemos atribuir um número a quão grande a onda está lá. Agora, a verdade é que essa singularidade foi apenas uma singularidade de coordenadas; não é um problema real com ondas gravitacionais.
Pense sobre o Pólo Norte. Se eu lhe perguntar qual é a longitude do Pólo Norte, você vai dizer: "Bem, todas as linhas de longitude passam através do Pólo Norte." O nosso sistema de medição se quebra lá, mas isso não significa que o Pólo Norte não existe ou você não possa ir lá. Fisicamente, ele existe. Então Einstein e Rosen estavam confusos. Eles pensavam que, desde que houve uma singularidade lá, o que proporcionou uma prova de que as ondas gravitacionais não poderia existir. Então eles escreveram este documento e enviaram-lo para a Physical Review. E o árbitro escreveu um relatório de 10 páginas apontando para a possibilidade de um erro, e que foi enviado de volta para Einstein. Ele reagiu muito zangado e apenas retirou o artigo.
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E algumas pessoas começaram a discutir que, mesmo se existisse ondas gravitacionais, que não seria possível sentir-los.
Em 1955, Nathan Rosen tentou argumentar que as ondas gravitacionais não carregam qualquer energia, por isso elas são apenas uma construção matemática formal sem significado físico real. Uma boa maneira de pensar sobre isto é, se eu estou fora no oceano e há uma enorme ondulação lá, eu não poderia mesmo estar ciente de que ela está lá, porque eu vou levantar-se com a onda e depois mergulhar de volta para baixo com ela. Se as ondas gravitacionais são assim como o profundo oceano, elas realmente interagem conosco ou nós todos apenas se movemos juntos para cima e para baixo nas ondas? Isso foi um grande debate nos anos 50.
Como é que essa pergunta foi respondida?
O argumento de Rosen foi criado em uma conferência em 1957 em Chapel Hill, NC, e, felizmente, um homem chamado Felix Pirani, que infelizmente acabou de falecer, veio para a conferência. Ele tinha decidido olhar para obras relatividade como gerais, usando uma abordagem muito prática que tem em torno de todo este problema do sistema de coordenadas, e ele mostrou que as ondas movem as partículas e para trás a medida que elas passam.
Richard Feynman ouviu falar de Pirani e disse, em essência, "Bem, já sabemos que as partículas se movem, tudo o que temos a fazer é imaginar um pedaço de pau, e nele podemos colocar alguns colares. Quando a onda passa, os colares irão frente e para trás, mas a vara vai ficar rígida porque as forças eletromagnéticas nela vão tentar manter os átomos e elétrons nas mesmas posições como eram anteriormente. Então, o colar vai arrastar contra a vara, e o atrito irá produzir energia. E a energia deve ter vinda da onda gravitacional. Então, eu concluo que a onda tem energia. Portanto, este famoso experimento mental convenceu muita gente de que não havia qualquer razão para o ceticismo no qual Rosen tinha avançado. E então, pessoas como Joe Weber começaram a tentar detectar as ondas gravitacionais pouco depois.
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Einstein mostrou em 1918 que os sistemas parecido com alteres que giram em torno de dois eixos de uma vez, como estrelas binárias, irradiam ondas gravitacionais.
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Mas as pessoas ainda não sabiam se haveria quaisquer fontes astrofísicas de ondas gravitacionais fortes o suficiente para detectar, certo?
Certo. Einstein escreveu que era improvável que alguém encontrasse um sistema cujo comportamento seria mensuravelmente influenciado por ondas gravitacionais. Ele estava apontando que as ondas de um sistema típico de estrela binárias distantes emitira pouca energia, nós nunca sequer notamos que o sistema tinha mudado - e isso é verdade. A razão pela qual podemos vê-las a partir dos dois buracos negros é que eles são mais próximos do que duas estrelas poderiam ser. Os buracos negros são tão pequenos e tão massivos que eles podem estar perto o suficiente para mover em direção um do outro, muito rapidamente. Uma vez que Einstein não acreditava na existência de buracos negros, ele simplesmente não conseguia conceber um sistema que pudesse comportar-se de tal forma que você seria capaz de ver as ondas gravitacionais.
Karl Schwarzschild encontrou a solução do buraco negro para as equações de Einstein em 1916, o mesmo ano Einstein previu ondas gravitacionais. Por que Einstein não acreditava em buracos negros depois disso?
Os buracos negros-se tem uma história muito controversa e complexa, e detecção do Ligo foi a primeira prova realmente completa da existência de buracos negros. Em 1916, Einstein pensava que Schwarzschild tinha acabado de descobrir uma simplificação da física: Assim como poderia tratar a Terra como um ponto de massa [com a sua massa concentrada a um ponto] para simplificar, eles pensaram que a "solução de Schwarzschild" - o que hoje chamamos de um buraco negro - tratava o Sol como um ponto de massa apenas por conveniência. Eles não acham que isso nunca seria uma coisa real, onde você teria a massa concentrada em um ponto. Eles pensavam que era impossível, ultrajante. Na década de 1930 ele estava começando a despontar sobre as pessoas, "Você sabe, não é inteiramente claro para nós que a teoria impede que isso aconteça." Aos poucos, as pessoas como Robert Oppenheimer, o famoso diretor do Laboratório de Los Alamos do Projeto Manhattan (que produziu as primeiras bombas atômicas), começou a mostrar que era possível em uma estrela em colapso até que ele realmente criou algo que realmente se parecia com a solução de Schwarzschild. E que o trabalho foi retomado em 1960 pelo grupo de John Wheeler, dos quais Kip Thorne era um dos alunos, e eles e outros desenvolveram a teoria dos buracos negros.
Como é que as pessoas, em seguida, descobriram com o que as ondas gravitacionais produzidas pela fusão de buracos negros pareceriam vistas da Terra?
Um problema-chave foi impor a condição de que não há ondas que entram no sistema de buraco negro binários infinitamente distante, mas apenas ondas que sair para o infinito. Mas isso é realmente muito difícil de fazer, porque você geralmente precisa de um formalismo matemático completamente diferente para descrever o campo gravitacional muito distante - pelo "infinito" ou fora aqui na Terra - do que você precisa para descrever os próprios buracos negros. As pessoas iriam tentar fazer este cálculo nos anos 1950 e 60 e iria receber respostas erradas. Em alguns casos, eles iriam receber uma resposta que os buracos negros foram ganhando energia, em vez de perdê-la, porque eles cometeram um erro e tinha ondas de entrada levando energia a partir do espaço infinitamente distante. Então o que aconteceu no decorrer da década de 1960 foi que as pessoas como Roger Penrose, o grande relativista Inglês, fez uma pesquisa sobre a estrutura do espaço-tempo. E Penrose descobriu que há mais de uma infinidade na borda do espaço e do tempo, e você tem que escolher o infinito correto no qual irá impor suas condições. E, em seguida, outras pessoas introduziram técnicas de dinâmica de fluidos. Estes são apenas exemplos de diversos avanços conceituais e fórmulas que tiveram que ser feitas.
A onda gravitacional "soa" observada pelos detectores da LIGO Handford (canto superior esquerdo) e LIGO Livingston (canto superior direito), em comparação com as previsões teóricas (linha inferior) do murmúrio de dois buracos negros de 29 e 36 massas solares, respectivamente, fundindo há 1.3 bilhões de anos-luz de distância. B. P. Abbott et al., Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger, Phys. Rev. Lett. 116, 061102
E então o próximo passo estava em prever os sinais particulares que os detectores do LIGO pudessem captar.
Em uma das minhas primeiras reuniões de grupo em grupo de Kip como um jovem estudante - em 1991 - ele entrou com uma grande folha de papel, e ele tinha digitado tudo o que precisava no lado da teoria, se o LIGO funcionasse. Porque toda a razão que você possa detectar o sinal é que ele tem essa característica de varredura, e você filtra os dados contra ela. Mas você só pode filtrar se você sabe com o que o sinal se parece, e, uma vez que você nunca viu antes, você só pode saber com o que se parece, se os teóricos disserem. E assim como Kip disse, eu quero que todos no grupo para trabalhar neste. E é isso que nós fizemos.
Você gostaria de ter uma previsão da forma de onda, desde o início de onde LIGO pudesse concebivelmente ver o sinal para a fase final, onde o buraco negro se estabeleceu novamente e não está emitindo mais ondas. Mas não há nenhum método único que possa lhe dar a coisa toda. Para a primeira etapa, você pode usar métodos de aproximação que já estavam ao redor naquele tempo, mas percebeu-se que várias ordens de magnitude e mais níveis de aproximação seriam necessários, e isso foi muito difícil. E então, quando os buracos negros estão se fundindo, a gravidade é incrivelmente forte, e por isso você precisa de métodos numéricos, onde você faz o cálculo em um supercomputador. Havia um monte de grupos que estavam tentando fazer isso, e eles foram confrontados com sérios desafios. Eles não poderia evoluir os dois buracos negros ao longo de mais do que uma pequena quantidade de tempo, o que não ajuda em nada. E assim, há alguns anos, eles basicamente decidiram, "Nós simplesmente não temos uma escolha. Nós vamos continuar a mudar os nossos sistemas de coordenadas até encontrar algo que funciona, que não falha conosco". E um cara chamado Frans Pretorius encontrou uma maneira de fazê-lo , e os métodos surgiram.
Há essa esperança de que LIGO vai "abrir uma nova janela sobre o universo" através da detecção de ondas gravitacionais de objetos astrofísicos anteriormente desconhecidos. Considerando o esforço inicial em reconhecer o sinal de uma fusão buracos negros, como vamos ser capazes de ver o inesperado?
Sim, a verdadeira emoção seria encontrar algo que não esperava. Uma possibilidade é que o inesperado possa nos ajudar por ser um sinal muito grande. Nossas esperanças aumentaram um pouco, porque o LIGO original ficou on-line por um bom tempo e se o sinal for muito grande, nós poderíamos tê-lo visto. Como ele não se parece com o inesperado não vai ser fácil, então, como vamos cavar o sinal de fora do ruído?
Uma resposta é que existem certos tipos de técnicas onde você não se compromete a não saber precisamente o que o sinal pareça ser, mas você só olha para determinados tipos de regularidades — por exemplo, talvez este sinal inesperado seja pelo menos um sinal periódico. E LIGO é, certamente, capaz de fazer isso. Eles ainda têm o projeto " Einstein @ Home projeto", onde eles vão enviar um pedaço de dados LIGO para o seu computador se você se inscrever para isso, e seu computador pessoal vai ajudar a olhar para as coisas "simples" como essa. Outra abordagem é usar a aprendizagem da máquina para tentar ensinar máquinas a procurar sinais. Você começa com o que você sabe, mas há alguma esperança de que ao longo do tempo estas técnicas possam crescer e se desenvolver para onde eles se tornam suficientemente flexíveis para pegar coisas que não são o que você espera.
O que você tira dessa história?
Estou impressionado com a natureza coletiva do empreendimento. Tinha que ser um esforço colaborativo; Cada passo era suficientemente difícil que tivemos de ir para a próxima etapa. E esforços coletivos vêm com sarcasmo e disputas. Pessoas gritavam uns para os outros. Mas as melhores qualidades da natureza humana venceram. As pessoas superaram sua raiva. Einstein superou sua raiva. Pessoas admitiram que eles estavam errados. E, eventualmente, como uma comunidade, chegamos lá.
Traduzido e adaptado de Quanta Magazine
Há muito tempo, o homem sempre se perguntou sobre as coisas que o cerca, como a natureza funciona e sempre criou hipóteses sobre o formato, a origem e o destino do Universo.
Impressão artística mais próxima do que pode ser a Via Láctea, com base em evidências observacionais indiretas.
Hoje sabemos que a Terra não é plana, como nossos sentidos nos mostraram e que as estrelas que pareciam próximas de nós, na verdade estão bem distantes e que estamos na periferia de uma galáxia espiral que chamamos de Via Láctea. Hoje sabemos também que a nossa galáxia tem 100.000 anos-luz de uma ponta a outra e que ela é uma galáxia espiral com um buraco negro no seu centro. Mas como sabemos o seu formato, se nunca saímos de dentro dela?
Resposta:
Hoje, os cientistas não podem saber com exatidão através de observação direta mas sabemos o formato da Via Láctea através de observações indiretas e fortes evidências observacionais que incluem:
- Quando observamos a região central da nossa Galáxia (o braço de sagitário) que fica entre as constelações de Escorpião e Sagitário, podemos ver um núcleo afinado e alongado. Isso sugere um disco visto de perfil, e não uma forma arredonda ou elipsoidal. Ao compararmos o centro da Via Láctea com as galáxias que vemos no Universo, ela se parece muito mais com uma galáxia do tipo espiral;
- - Quando os cientistas medem a velocidade das estrelas e dos gases que orbitam a Via Láctea, é possível perceber que todos os objetos seguem um percurso parecido, com velocidades médias que fazem sentido com suas vizinhas, e isso é algo comum nas galáxias espirais, diferente dos movimentos irregulares e aleatórios que ocorrem com outras formas de galáxias;
- A distribuição dos gases da Via Láctea, assim como suas cores (comprimentos de onda), são iguais a de galáxias espirais que observamos no Universo (como a nossa vizinha, a Galáxia de Andrômeda).
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| Braço de Sagitário observado no céu noturno. |
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| Imagem da Via Láctea tirada do espaço vista em todos os comprimentos de onda. |
Um século atrás, Albert Einstein previu o fenômeno da lente gravitacional usando a sua teoria da relatividade geral. Hoje temos um exemplo do efeito quando olhamos para o grupo de galáxias Gato de Cheshire com as galáxias em primeiro plano distorcendo as galáxias de fundo fazendo com que seus arcos de "enquadramento" formem o rosto sorridente. Os olhos do rosto são criados por membros do agrupamento de primeiro plano que se fundem, exibindo uma cor roxa brilhante no brilho de raios-X. A imagem foi criada com dados dos telescópios espaciais Chandra e Hubble.
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Créditos da imagem: X-Ray: NASA/CXC/University of Bonn/ G. Schellenberger et al.; Optical
Ao falar sobre amor e romance, as pessoas muitas vezes abrem conexões invisíveis e místicas.
Tecnologia utilizada para estudar o "amor" entre partículas emaranhadas também está sendo usado em pesquisas para melhorar as comunicações no espaço profundo. Crédito: NASA / JPL-Caltech
Existem tais conexões no mundo subatômico graças a um fenômeno bizarro e absurdo chamado entrelaçamento quântico.
A ideia básica do entrelaçamento quântico é que duas partículas podem estar intimamente ligadas umas as outras, mesmo que separadas por milhares de milhões de anos-luz de espaço; uma mudança induzida em uma irá afetar o outra.
Em 1964, o físico John Bell postulou que tais mudanças podem ocorrer instantaneamente, mesmo se as partículas seja muito distantes uma da outra. O Teorema de Bell é considerado como uma ideia importante na física moderna, mas parece fazer pouco sentido. Afinal, Albert Einstein tinha provado anos antes que a informação não pode viajar mais rápido que a velocidade da luz.
Na verdade, Einstein famosamente descreveu o fenômeno do entrelaçamento quântico como "ação fantasmagórica à distância".
No último meio século, muitos pesquisadores têm executado experimentos com o objetivo de testar o Teorema de Bell. Mas eles tendem a acontecer brevemente, porque é difícil de conceber e construir equipamentos com a sensibilidade e o desempenho necessários, disseram funcionários da Nasa.
No ano passado, no entanto, três grupos de pesquisa diferentes foram capazes de realizar testes substantivos do teorema de Bell, e todos eles encontraram apoio para a ideia básica.
Um desses estudos foi conduzido por Krister Shalm, um físico com o Instituto Nacional de Padrões e Tecnologia (NIST) em Boulder, Colorado.
Shalm e seus colegas usaram tiras de metal especiais arrefecidos a temperaturas criogênicas, o que os torna supercondutores - eles não têm resistência elétrica. Um fóton atinge o metal e transforma-o de volta em um condutor elétrico normal em uma fração de segundo, e os cientistas podem ver isso acontecer.
Esta técnica permitiu aos pesquisadores ver como, em sua totalidade, as suas medições de um fóton afetado o outro fóton em um par entrelaçado.
Os resultados, que foram publicados na revista Physical Review Letters, apoiado fortemente Teorema de Bell.
"O nosso artigo e outros dois publicados ano passado, mostraram que Bell estava certo: qualquer modelo do mundo que contém variáveis ocultas devem também permitir a partículas emaranhadas influenciarem uma a outra à distância," disse o co-autor Francesco Marsili, de Laboratório de Propulsão a Jato (JPL) em Pasadena, Califórnia, em um comunicado.
Existem aplicações práticas para este trabalho também. Os "supercondutores de nanofios detectores de fóton únicos" (SNSPDs) utilizados no experimento do grupo Shalm, que foram construídos no NIST e JPL, poderiam ser usado na criptografia e nas comunicações no espaço profundo.
A missão NASA's Lunar Atmosphere Dust and Environment Explorer (LADEE), que orbitou a Lua a partir de Outubro de 2013 a Abril de 2014, ajudou a demonstrar algum desse potencial de comunicação.
O laser lunar de demonstração de comunicação do LADEE utilizou componentes na nave espacial e um receptor terrestre semelhante ao SNSPDs. O experimento mostrou que poderia ser possível construir matrizes de comunicação a laser sensíveis que permitam muito mais dados para serem baixados em sondas espaciais distantes, disseram os funcionários da NASA.
Traduzido e adaptado de: Space.com
Em 1916, Albert Einstein previu que, quando dois buracos negros se fundirem, eles devem gerar uma quantidade impressionante de energia na forma de ondas gravitacionais.
Para colocar a escala de tirar o fôlego desta explosão em perspectiva, calculou-se que ela é equivalente à potência da energia de 10²³ do nosso Sol. Isso é 100.000.000.000.000.000.000,000 sóis!
A maior parte desta explosão estupenda de energia gravitacional é dada nas últimos órbitas, a medida que os buracos negros se fundem em um um só, girando.
Então buracos negros binários são como bombas de tempo gravitacionais. Eles anunciaram a sua existência em uma explosão gravitacional pura. O temporizador de contagem decrescente para a explosão é definido pelo espaçamento inicial dos dois buracos negros. E só a Astronomia de Ondas Gravitacionais pode revelar a sua existência.
Relíquias cósmicas
Pares de buracos negros podem ser formados de algumas maneiras diferentes.
O primeiro caminho para um buraco negro binário começa com pares de estrelas que nasceram juntas. Isso não é incomum; cerca de um terço das estrelas no universo são membros de pares binários.
Essas estrelas evoluirão juntas, e como elas são enormes o suficiente, elas vão viver rápido e morrer jovem. Em apenas um milhão de anos, ambas as estrelas terão evoluído, explodido e caído, deixando para trás um par de buracos negros.
Se as estrelas são enormes o suficiente, eles poderiam entrar em colapso em buracos negros. Crédito: NASA / JPL-Caltech
Girando em torno de si como batedores de ovos gravitacionais no céu, os buracos negros binários tendem a apagar as estrelas em torno deles. Suas massas poderiam ser de 20 a 100 vezes a massa do nosso Sol. Chamamos esses buracos negros binários de sistemas co-evoluídos.
Sistemas co-evoluídos são susceptíveis de serem bloqueado, o que significa que o spin (rotação) de cada estrela é correspondente a sua rotação orbital, fazendo com que o par de buracos negros tenham seus eixos de rotação alinhados como a maioria dos planetas no sistema solar.
Spins co-alinhados é a assinatura chave de buracos negros binários que nasceram juntos. A assinatura pode ser medida em sinais de ondas gravitacionais.
Vampiros cósmicos
Um sistema de buracos negros binários pode formar-se de outra maneira. Dois buracos negros, nascidos individualmente em um aglomerado relativamente denso de estrelas, pode capturar o outro.
O efeito estilingue, que as agências espaciais usam para tirar energia a partir de planetas para lançar naves espaciais para fora do sistema solar, desempenha um papel crucial aqui.
Aglomerados globulares também pode ser o local de nascimento de buracos negros binários. Crédito: ESA / Hubble e NASA, Reconhecimento: Judy Schmidt
Estrelas que passam perto dos buracos negros obtém efeito estilingue aleatórios enquanto derivam através do aglomerado. Os buracos negros do universo primordial, que normalmente são esperados para ter pelo menos 20 vezes a massa de estrelas normais, tendem a perder energia para as estrelas que passam, e assim eles lentamente afundam para os centros do seu aglomerado de estrelas,
Ao longo de bilhões de anos, como buracos negros de grande massa afundam em direção ao centro dos aglomerados globulares, a densidade aumenta até o espaçamento normal entre as estrelas e buracos negros é o mais próximo que a distância entre o Sol e Plutão.
Nessas condições super-densas, os buracos negros podem capturar outros buracos negros. Uma vez que um par buraco negro se formou, novamente age como um batedor de ovos, que transfere energia para estrelas de passagem.
Cada interação tende a fazer com que o buraco negro binário encolha, enquanto todo o sistema binário recebe simultaneamente um pontapé para a frente, que normalmente é forte o suficiente para jogá-lo direto para o espaço intergaláctico.
Estes "binários de captura" tem duas diferenças significativas quando comparados com os binários co-evoluídos: seus eixos de rotação serão orientada aleatoriamente, porque os buracos negros si nasceram separadamente. Estas assinaturas também podem ser medidos em ondas gravitacionais .
Cativos galáticos
Ondas gravitacionais pode dar evidência direta da existência de buracos negros. Crédito: Alain Riazuelo, CNRS/IAP/UPMC, CC BY-SA
Interações estilingue com outras estrelas também podem levar a energia a partir de binários amplamente espaçados, a fim de reduzir o tempo de coalescência e também podem criar buracos negros binários perto dos centros das galáxias.
Mas galáxias têm muita gravidade mais forte do que aglomerados globulares. Isto significa que é muito menos provável que os buracos negros vão ser arremessados no espaço interestelar.
Estas maneiras diferentes, os buracos negros nascidos a partir das primeiras estrelas acabam como pares binários: alguns capturados perto dos centros das galáxias; alguns ainda perto de seu lugar de origem; e os outros à deriva pelo espaço vazio há bilhões de anos.
Estes são bombas-relógio gravitacionais. Eles estão em uma espiral em direção a coalescência. A configuração de tempo varia de acordo com sua proximidade.
Bilhões de binários em todo o universo estarão criando um fundo aleatório de ondas gravitacionais, ondulações em um mar cósmico do espaço-tempo. Mas quando cada um finalmente mescla-se, emitem uma grande explosão de energia gravitacional, desencadeando um tsunami cósmico.
Contagem regressiva para a coalescência
A emissão de ondas gravitacionais de buracos negros binários é como as ondas criadas por um navio em movimento. Eles tiram energia, causando para espiral inexoravelmente no sentido de fusão do binário.
No vazio do espaço interestelar, eles só podem emitir ondas eletromagnéticas encontradas em gases ou cometas, o que poderia desencadear emissão fraca de raios x. Eles são tão pequenos e tão distantes que a astronomia convencional é improvável que nunca seja capaz de detectá-los.
Cada sistema de buraco negro é como uma contagem regressiva. Cada um definido como um tempo diferente de acordo com suas condições de partida. Nas condições caóticas de uma nuvem de gás em colapso, esperaríamos uma gama de configurações de tempo.
Da mesma forma todos os outros cenários de formação irão criar binários com várias configurações de tempo. Alguns terão horários estabelecidos mais do que a idade do universo. Os outros serão coalescentes em um momento do tempo cósmico.
Só esses binários com seu gravitacional temporizador definido para coincidir com o nosso lugar e tempo do universo são úteis para nós. Estas são como cápsulas do tempo cósmicas que liberam seus dados sob a forma de uma grande explosão de energia gravitacional, detectável por detectores de ondas gravitacionais como a LIGO.
Existe buracos negros binários o suficientes, com seu tempo de relógio configurado corretamente para que possamos detectar estas explosões gravitacionais? Hoje sabemos que a resposta é Sim. Vejamos os próximos capítulos dessa história que só está começando a ser escrita na astronomia. Esperamos mais artigos sobre a histórica detecção de ondas gravitacionais pela LIGO para saber mais!
Traduzido e adaptado de Phys.org
Girando em torno de si como batedores de ovos gravitacionais no céu, os buracos negros binários tendem a apagar as estrelas em torno deles. Suas massas poderiam ser de 20 a 100 vezes a massa do nosso Sol. Chamamos esses buracos negros binários de sistemas co-evoluídos.
Sistemas co-evoluídos são susceptíveis de serem bloqueado, o que significa que o spin (rotação) de cada estrela é correspondente a sua rotação orbital, fazendo com que o par de buracos negros tenham seus eixos de rotação alinhados como a maioria dos planetas no sistema solar.
Spins co-alinhados é a assinatura chave de buracos negros binários que nasceram juntos. A assinatura pode ser medida em sinais de ondas gravitacionais.
Vampiros cósmicos
Um sistema de buracos negros binários pode formar-se de outra maneira. Dois buracos negros, nascidos individualmente em um aglomerado relativamente denso de estrelas, pode capturar o outro.
O efeito estilingue, que as agências espaciais usam para tirar energia a partir de planetas para lançar naves espaciais para fora do sistema solar, desempenha um papel crucial aqui.
Aglomerados globulares também pode ser o local de nascimento de buracos negros binários. Crédito: ESA / Hubble e NASA, Reconhecimento: Judy Schmidt
Estrelas que passam perto dos buracos negros obtém efeito estilingue aleatórios enquanto derivam através do aglomerado. Os buracos negros do universo primordial, que normalmente são esperados para ter pelo menos 20 vezes a massa de estrelas normais, tendem a perder energia para as estrelas que passam, e assim eles lentamente afundam para os centros do seu aglomerado de estrelas,
Ao longo de bilhões de anos, como buracos negros de grande massa afundam em direção ao centro dos aglomerados globulares, a densidade aumenta até o espaçamento normal entre as estrelas e buracos negros é o mais próximo que a distância entre o Sol e Plutão.
Nessas condições super-densas, os buracos negros podem capturar outros buracos negros. Uma vez que um par buraco negro se formou, novamente age como um batedor de ovos, que transfere energia para estrelas de passagem.
Cada interação tende a fazer com que o buraco negro binário encolha, enquanto todo o sistema binário recebe simultaneamente um pontapé para a frente, que normalmente é forte o suficiente para jogá-lo direto para o espaço intergaláctico.
Estes "binários de captura" tem duas diferenças significativas quando comparados com os binários co-evoluídos: seus eixos de rotação serão orientada aleatoriamente, porque os buracos negros si nasceram separadamente. Estas assinaturas também podem ser medidos em ondas gravitacionais .
Cativos galáticos
Interações estilingue com outras estrelas também podem levar a energia a partir de binários amplamente espaçados, a fim de reduzir o tempo de coalescência e também podem criar buracos negros binários perto dos centros das galáxias.
Mas galáxias têm muita gravidade mais forte do que aglomerados globulares. Isto significa que é muito menos provável que os buracos negros vão ser arremessados no espaço interestelar.
Estas maneiras diferentes, os buracos negros nascidos a partir das primeiras estrelas acabam como pares binários: alguns capturados perto dos centros das galáxias; alguns ainda perto de seu lugar de origem; e os outros à deriva pelo espaço vazio há bilhões de anos.
Estes são bombas-relógio gravitacionais. Eles estão em uma espiral em direção a coalescência. A configuração de tempo varia de acordo com sua proximidade.
Bilhões de binários em todo o universo estarão criando um fundo aleatório de ondas gravitacionais, ondulações em um mar cósmico do espaço-tempo. Mas quando cada um finalmente mescla-se, emitem uma grande explosão de energia gravitacional, desencadeando um tsunami cósmico.
Contagem regressiva para a coalescência
A emissão de ondas gravitacionais de buracos negros binários é como as ondas criadas por um navio em movimento. Eles tiram energia, causando para espiral inexoravelmente no sentido de fusão do binário.
No vazio do espaço interestelar, eles só podem emitir ondas eletromagnéticas encontradas em gases ou cometas, o que poderia desencadear emissão fraca de raios x. Eles são tão pequenos e tão distantes que a astronomia convencional é improvável que nunca seja capaz de detectá-los.
Cada sistema de buraco negro é como uma contagem regressiva. Cada um definido como um tempo diferente de acordo com suas condições de partida. Nas condições caóticas de uma nuvem de gás em colapso, esperaríamos uma gama de configurações de tempo.
Da mesma forma todos os outros cenários de formação irão criar binários com várias configurações de tempo. Alguns terão horários estabelecidos mais do que a idade do universo. Os outros serão coalescentes em um momento do tempo cósmico.
Só esses binários com seu gravitacional temporizador definido para coincidir com o nosso lugar e tempo do universo são úteis para nós. Estas são como cápsulas do tempo cósmicas que liberam seus dados sob a forma de uma grande explosão de energia gravitacional, detectável por detectores de ondas gravitacionais como a LIGO.
Existe buracos negros binários o suficientes, com seu tempo de relógio configurado corretamente para que possamos detectar estas explosões gravitacionais? Hoje sabemos que a resposta é Sim. Vejamos os próximos capítulos dessa história que só está começando a ser escrita na astronomia. Esperamos mais artigos sobre a histórica detecção de ondas gravitacionais pela LIGO para saber mais!
Traduzido e adaptado de Phys.org
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