Astrônomos continuam a observar as ondas de choque se expandirem da Supernova SN1987A

Quando as estrelas chegam ao fim de seu ciclo de vida, muitas expelem suas camadas externas em um processo explosivo conhecido como supernova. Embora os astrônomos tenham aprendido muito sobre esse fenômeno, graças a instrumentos sofisticados que são capazes de estudá-los em múltiplos comprimentos de onda, ainda há muito que não sabemos sobre supernovas e seus remanescentes.

Por exemplo, ainda há questões não resolvidas sobre os mecanismos que alimentam as ondas de choque resultantes de uma supernova. No entanto, uma equipe internacional de pesquisadores utilizou recentemente dados obtidos pelo Chandra X-Ray Observatory de uma supernova próxima (SN1987A) e novas simulações para medir a temperatura dos átomos na onda de choque resultante.
O estudo, intitulado "Collisionless shock heating of heavy ions in SN 1987A", apareceu recentemente na revista científica Nature. A equipe foi liderada por Marco Miceli e Salvatore Orlando da Universidade de Palermo, na Itália, e foi composta por membros do Instituto Nacional de Astrofísica (INAF), o Instituto de Problemas Aplicados em Mecânica e Matemática, e da Pennsylvania State e Northwestern University.

A equipe combinou observações do Chandra SN 1987A com simulações para medir a temperatura dos átomos na onda de choque da supernova. Ao fazê-lo, a equipe confirmou que a temperatura dos átomos está relacionada ao seu peso atômico, um resultado que responde a uma questão de longa data sobre as ondas de choque e os mecanismos que as alimentam.
Quando estrelas maiores sofrem colapso gravitacional, a explosão resultante impulsiona o material para fora a velocidades de até um décimo da velocidade da luz, empurrando ondas de choque para o gás interestelar circundante. Onde a onda de choque encontra o gás em movimento lento em torno da estrela, você tem a "frente de choque". Esta zona de transição aquece o gás frio em milhões de graus e leva à emissão de raios X que podem ser observados.

Imagem composta da supernova 1987A. Os dados do ALMA (em vermelho) mostram a poeira recém-formada no centro do remanescente. HST (em verde) e Chandra (em azul) mostram a onda de choque em expansão. Crédito: R. Indebetouw et. al, A. Angelich (NRAO / AUI / NSF); NASA / STScI / CfA / R. Kirshner; NASA / CXC / SAO / PSU / D. Burrows et al.

Examinando as temperaturas de diferentes elementos por trás da frente de choque de uma supernova, os astrônomos esperam melhorar nossa compreensão da física do processo de choque. Embora se espere que as temperaturas dos elementos sejam proporcionais ao seu peso atômico, a obtenção de medições precisas tem sido difícil. Não só os estudos anteriores levaram a resultados conflitantes, eles também não conseguiram incluir os elementos pesados ​​em suas análises.

Para resolver isso, a equipe analisou a Supernova SN1987A, que está localizada na Grande Nuvem de Magalhães e se tornou aparente em 1987. Além de ser a primeira supernova visível a olho nu desde a Supernova de Kepler (1604), foi a primeira primeiro a ser estudada em todos os comprimentos de onda da luz (de ondas de rádio a raios X e ondas gama) com telescópios modernos.

Enquanto os modelos anteriores do SN 1987A usavam tipicamente observações únicas, a equipe de pesquisa usou simulações numéricas tridimensionais para mostrar a evolução da supernova. Eles então compararam estas observações de raios X fornecidas pelo Chandra para medir com precisão as temperaturas atômicas, o que confirmou suas expectativas.

Este último estudo representa um passo significativo para os astrônomos, aproximando-os de uma compreensão da mecânica de uma supernova. Ao desvendar seus segredos, podemos aprender mais sobre um processo que é fundamental para a evolução cósmica, que é como a morte das estrelas impacta o Universo circundante.
Fonte: Scientific Journal Nature/Universe Today

A missão New Horizons da NASA e a foto de alta resolução do objeto Thule (2014 MU69)

Em 31 de dezembro de 2018, a missão New Horizons da NASA fez história ao ser a primeira nave espacial a se encontrar com um Objeto do Cinturão de Kuiper (KBO) chamado Ultima Thule (2014 MU69). Isso aconteceu há cerca de dois anos e meio depois que a New Horizons se tornou a primeira missão na história a conduzir um sobrevôo de Plutão.
E agora, graças a uma equipe de pesquisadores do Laboratório de Física Aplicada da Universidade John Hopkins (JHUAPL), essa imagem foi aprimorada para fornecer uma visão mais detalhada e de alta resolução do Ultima Thule. Graças a esses esforços, os cientistas podem aprender mais sobre a história desse objeto e como ele foi formado, o que poderia nos dizer muito sobre os primórdios do Sistema Solar.

A imagem original foi obtida pela Câmera Multicolor Visible Imaging (MVIC) um dos dois componentes que compõem o telescópio Ralph da New Horizons, em 1º de janeiro de 2019, quando a espaçonave estava a 6.700 km de Ultima Thule. A imagem tinha uma resolução de 135 metros por pixel quando foi armazenada e depois transmitida de volta à Terra como parte do pacote de dados da espaçonave (de 18 a 19 de janeiro).

A imagem foi então submetida a um processo conhecido como deconvolução, onde as imagens são aprimoradas para melhorar detalhes finos (o que também amplifica a granulação das imagens quando vistas em alto contraste). A imagem deconvoluta resultante revela novos detalhes topográficos ao longo do terminador (limite dia / noite) perto do topo, graças ao padrão de iluminação oblíqua.

Os detalhes que são mais aparentes nesta foto aprimorada incluem numerosos pequenos buracos que tem até cerca de 700 metros de diâmetro. A grande característica no menor dos dois lobos, que mede 7 km de diâmetro, também parece ser uma depressão profunda. Ambos os lóbulos também mostram muitos padrões intrigantes de luz e escuridão, sem mencionar o brilhante “colar” onde os dois lóbulos estão conectados.

No momento, não está claro como essas características e padrões se formaram, mas existem várias possibilidades que podem revelar muito sobre a história do objeto. Por exemplo, as depressões profundas podem ser crateras de impacto resultantes de colisões que ocorreram ao longo do tempo de vida do objeto de 4,45 bilhões de anos. Ou podem ser o resultado de outros processos, como o colapso interno ou a ventilação de materiais voláteis no início de sua história.

Outros estudos dessas características podem revelar pistas sobre como a Ultima Thule foi montada durante a formação do Sistema Solar, há 4,5 bilhões de anos. Atualmente, a New Horizons esta a aproximadamente 6,64 bilhões de quilômetros da Terra e se move em direção à borda do Sistema Solar, a mais de 50.700 km por hora.
Exceto extensões adicionais, a missão da New Horizons está programada para operar até 2021. Nesse tempo, espera-se que a missão seja capaz de se encontrar e estudar objetos adicionais do Cinturão de Kuiper (KBOs), que revelarão mais sobre a história mais antiga de nosso sistema solar.
Fonte: NASA/NewHorizons/Universe Todday.

O Giro do Elétron – Spin

O assunto ou termo “spin” do elétron surge uma vez ou outra, então resolvi publicar alguma coisa sobre esse tema que não é tão fácil de ser explicado, mas na medida do possível, eu tentarei…! No final dessa publicação eu coloquei um vídeo que pode ser muito útil
O que é spin ?
Os primeiros modelos do átomo costumava ser totalmente influenciada pela nossa imagem do sistema solar: um núcleo no centro rodeado por elétrons que orbitam o núcleo como os planetas giram em torno do sol. Mas, além dos planetas circularem em suas órbitas  (elétrons) tem outro movimento possível: eles podem girar em torno do próprio eixo, como a terra, viajando ao redor do sol dentro de um ano mas, além disso girando em torno de seu próprio eixo em 24 horas .

Usando essa analogia, o nosso planeta tem um momentum angular orbital (em torno do sol – o núcleo) e, ainda, um momentum angular de rotação (em torno de seu próprio eixo).
“O momentum angular é o produto da inércia rotacional pela velocidade angular. Quando um objeto é pequeno em relação à distancia radial (de raio) até seu eixo de rotação, como a terra girando me torno do sol, o momentum angular é definido como o produto do momentum linear pela distância radial.
O momentum angular se conserva se nenhuma força resultante atua sobre ele.
Os fótons, as unidades básicas da luz, podem não apenas girar, mas também se entrelaçar. Esse movimento de entrelaçamento é que é conhecido como "momento angular orbital”

Os elétrons são partículas que têm uma carga elétrica. Sempre que uma carga elétrica se move, é criado um campo magnético. Se você mover uma carga você vai induzir um campo magnético. Um elétron se movendo em uma órbita em torno do núcleo é basicamente um circuito pequeno de corrente elétrica e ele cria um campo magnético. O spin do elétron cria um outro campo magnético. Portanto, os átomos se comportam como pequenos ímãs. Imãs podem  interagir com outros ímãs, o que significa que os átomos podem ser influenciada por campos magnéticos externos.

O modelo de Bohr foi um modelo unidimensional que usou um número quântico para descrever a distribuição dos elétrons no átomo. A única informação importante era o tamanho da órbita, que foi descrito pelo número quântico (n). O Modelo de Schrödinger colocava o elétron em um  espaço tridimensional. Por isso, foi preciso de três coordenadas, ou três números quânticos, para descrever os orbitais em que os elétrons podem ser encontrados.
O número quântico principal (n)
número quântico angular (l)
O número quântico magnético (m)

Para distinguir entre dois elétrons em um orbital, precisamos de um quarto número quântico. Isso é chamado de número quântico spin (s), porque os elétrons se comportam como se estivessem girando no sentido horário ou anti-horário. Em breve estarei publicando detalhes do modelo atômico de Schrödinger. É importante lembrar que os números quânticos são, na verdade, uma aproximação para as complexas equações propostas por Schrödinger.

Nota: Você dever lembrar nas aulas de química que números quânticos são códigos matemáticos que permitem que cada elétron seja caracterizado pela sua quantidade de energia. Essa caracterização de cada elétron no átomo é feita por quatro números quânticos: principal, secundário, magnético e spin (como foi dito acima). Num mesmo átomo, não há dois elétrons com números quânticos iguais.

O termo “spin”, que significa “rodar ou giro” em inglês, foi adotado a partir de 1921 quando os físicos alemães Otto Stern e Walther Gerlach, através de vários experimentos, notarm que os elétrons podem apresentar um movimento próprio de rotação.
Como essa rotação pode ocorrer em dois sentidos possíveis (horário e anti-horário) os físicos passaram a adotar os valores +1/2 e -1/2 para indicar os dois movimentos prováveis dos elétrons.

O conceito de spin parte da ideia de que o elétron tem uma forma esférica. Vemos o elétron dessa maneira, simplesmente para facilitar seu estudo, mas sabemos que na realidade não se pode atribuir nenhuma forma ao elétron, pois pela física quântica, seu comportamento é ao mesmo tempo, de uma uma onda e de uma partícula, a chamada dualidade onda/partícula que impede a atribuição de qualquer conceito de forma, o que ocorre também com outras partículas.
Em qualquer átomo, a tendência dos elétrons é de se emparelharem de modo que tenhamos sempre dois deles girando em sentidos opostos (com spins contrários) de tal forma que seus efeitos se cancelem. Esses efeitos podem ser comparados aos de uma corrente elétrica que cria um campo magnético. Assim sendo, dizemos que os efeitos de um par de elétrons paralelos se cancelam.

Uma substância que possua número par de elétrons em suas órbitas e os tenha emparelhados sofre efeitos magnéticos mínimos. São as substâncias que não sofrem a atração dos ímãs (não magnéticas).

Se uma substância possui número ímpar de elétrons, o que sobra poderá girar num sentido ou outro, e seus efeitos se manifestam externamente. O sódio (Na) possui 11 elétrons (ímpar), se vaporizarmos essa substância e a lançarmos na forma de feixe num campo magnético, veremos que o feixe se divide em dois, mostrando que, aleatoriamente, existem elétrons com spins +1/2 e -1/2 nas últimas camadas de seus átomos. Lord Kelvin em 1857, observou que a presença de um campo magnético alterava sua resistência elétrica. O efeito foi denominado magneto-resistência. Esse fenômeno se deve ao modo como a corrente elétrica se propaga num condutor comum, como um fio de cobre ou alumínio.
A ação de um campo magnético externo altera a maneira como os elétrons rebatem nos átomos, de acordo com seu spin, o que tem um efeito sobre a resistência elétrica do material, isto é, elétrons com spins diferentes, rebatem de forma diferente.
Nota: Spin está associado com a maneira que os elétrons ocupam os níveis de energia no átomo.

O Big Bang

Há muitos equívocos em torno da teoria do Big Bang. Por exemplo, tendemos a imaginar uma “explosão” gigantesca. Especialistas no entanto afirmam que não houve explosão, não havia uma expansão. Ao invés de imaginar um balão estourando e liberando o seu conteúdo, imagine um balão em expansão: um balão infinitamente pequeno se expandindo para o tamanho de nosso universo atual.

Outro equívoco é que nós tendemos a imagem a singularidade como uma bola de fogo que aparece em algum lugar no espaço. Segundo os especialistas, o espaço não existia antes do Big Bang. De volta aos anos 60 e início dos 70, quando os primeiros homens caminhou sobre a lua “, três astrofísicos britânicos, Steven Hawking, George Ellis, e Roger Penrose voltaram sua atenção para a Teoria da Relatividade e suas implicações sobre as nossas noções de tempo. Em 1968 e 1970, eles publicaram artigos em que estendeu a teoria de Einstein da Relatividade Geral para incluir medições de tempo e espaço. De acordo com seus cálculos, o tempo e o espaço teve um início finito que correspondeu à origem da matéria e energia. A singularidade não aparece no espaço, mas sim, o espaço passou a existir dentro da singularidade. Antes da singularidade, nada existia, nem o espaço, tempo, matéria ou energia. Então, onde teve início a singularidade? Nós não sabemos. Nós não sabemos de onde veio, porque está aqui. Tudo que realmente sabemos é que estamos dentro dela.

Estamos razoavelmente certo que o universo teve um começo, mas será possível um “hoje sem ontem…?”. As galáxias parecem estar se afastando de nós a velocidades proporcionais às suas distâncias.
Se o universo era inicialmente muito quente como o Big Bang sugere, devemos ser capazes de encontrar algum vestígio desse calor. Em 1965, radioastrônomos Arno Penzias e Robert Wilson descobriram 2,725 grau Kelvin (-454,765 grau Fahrenheit ou -270,425 grau Celsius) na radiação cósmica de fundo (CMB), que permeia o universo observável.

O que é essa radiação cósmica de fundo…?
Em todas as direções do Universo, há uma radiação muito baixa de energia e muito uniforme que vemos preenchendo o Cosmos. Essa é a chamada radiação de fundo de 3 graus Kelvin, ou a Radiação Cósmica de Fundo. Estes nomes surgem devido esta radiação ser essencialmente um corpo negro com temperatura ligeiramente inferior a 3 graus Kelvin, isto é, picos na porção do espectro de microondas. Esta radiação é a mais forte evidência para a validade do modelo do big bang.
A teoria do Big Bang é um esforço para explicar o que aconteceu no início do nosso universo. Descobertas na astronomia e na física têm demonstrado uma dúvida razoável de que nosso universo tenha, de fato, ter um começo. Antes desse momento não havia nada, durante e depois daquele momento houve uma coisa: o nosso universo.

O que é a Singularidade ?
A totalidade do nosso universo foi comprimida nos confins de um núcleo atômico. Conhecida como singularidade, este é o momento antes da criação, quando o espaço e o tempo não existiam. De certa forma, você pode pensar no universo como um buraco negro às avessas. Um buraco negro é cercado por um horizonte de eventos, uma superfície interna que não podemos ver. O universo é cercado por um horizonte cosmológico, uma superfície externa da qual não podemos ver. A grande diferença , porém, é que o horizonte de eventos é fixo enquanto o horizonte cosmológico varia de observador para observador. Assista ao vídeo (1ª parte de 5)…eu recomendo.

Quasares com uma lente gravitacional de imagem dupla podem ajudar a descobrir o quão rápido o universo está se expandindo.

Quão rápido o Universo está em expansão? Essa é uma questão que os astrônomos não conseguiram responder com precisão. Eles têm um nome para a taxa de expansão do Universo: A Constante de Hubble, ou Lei de Hubble. Mas as medições continuam chegando com valores diferentes, e os astrônomos têm debatido sobre essa questão há décadas.
A ideia básica por trás da medição da Constante do Hubble é observar fontes de luz distantes, geralmente um tipo de supernova ou estrelas variáveis chamadas de "velas padrão", e medir o desvio para o vermelho. Mas não importa o quanto os astrônomos façam isso, eles não podem chegar a um valor acordado, apenas uma gama de valores. Um novo estudo envolvendo quasares e lentes gravitacionais pode ajudar a resolver o problema.

Que o Universo está se expandindo não está em questão. Nós sabemos disso há cerca de 100 anos. A luz de galáxias distantes é deslocada para o vermelho à medida que se afastam de nós, e medir esse desvio para o vermelho produziu valores diferentes para a expansão universal.

A taxa de expansão é medida em quilômetros por segundo por megaparsec, escrita como (km / s) / Mpc. Assim, por exemplo, algo se expandindo a uma taxa de 10 (km / s) / Mpc significa que dois pontos no espaço 1 megaparsec separados (o equivalente a 3,26 milhões de anos-luz) estão se afastando uns dos outros a uma velocidade de 10 quilômetros por segundo.
Quando foi descoberto pela primeira vez na década de 1920, a taxa de expansão foi estimada em 625 kps / Mpc. Mas a partir da década de 1950, uma pesquisa melhor mediu-a como menos de 100 kps / Mpc. Nas últimas décadas, vários estudos mediram a taxa de expansão e chegaram a velocidades entre 67 a 77 kps / Mpc.

Mas a ciência não aceita uma série de respostas para algo que deveria ter um valor. Não seria ciência se isso acontecesse. Assim, os cientistas continuam tentando maneiras diferentes de medir a Constante de Hubble para ver se conseguem acertar, porque a constante de Hubble é mais do que apenas uma medida da expansão do universo.

Um novo estudo recém publicado no Monthly Notices da Royal Astronomical Society está tentando um novo método de medir a Constante de Hubble. A pesquisa é liderada por uma equipe de astrônomos da UCLA e conta com quasares distantes, cuja luz passa por lentes gravitacionais antes de atingir a Terra.

Os quasares são objetos ultraluminosos. Eles também são chamados de núcleos galácticos ativos, porque eles parecem serem causados ​​por buracos negros supermassivos no centro das galáxias. A radiação eletromagnética que eles emitem é causada pelo disco de acreção em torno do buraco negro. Conforme o disco de matéria ao redor do buraco acelera, emite uma enorme quantidade de energia.
Como os quasares são tão luminosos, eles podem ser vistos a grandes distâncias. Isso os torna não apenas objetos fascinantes de estudo, mas também úteis como marcadores para o estudo da Lei de Hubble.

A lente gravitacional ocorre quando a fonte de luz de um objeto extremamente distante, quasares neste estudo, encontra uma galáxia intermediária antes de atingir os observadores na Terra. A massa extrema da galáxia é suficiente para curvar a luz, semelhante à forma que uma lente de vidro faz. O resultado é uma espécie de efeito de "casa dos espelhos". A imagem abaixo mostra o que parece. A descoberta de lentes gravitacionais está mais intimamente associada com Einstein, embora não tenha sido até 1979 que foi observada.

Imagem de uma galáxia vermelha luminosa (LRG) gravitacionalmente distorcendo a luz de uma galáxia azul muito mais distante, uma técnica conhecida como lente gravitacional. Crédito: ESA / Hubble e NASA.

Este estudo se concentrou em quasares duplos. Um quasar duplo, às vezes chamado de quasar gêmeo, não são dois quasares próximos uns dos outros, mas sim um efeito de lente gravitacional. Com um duplo quasar, sua luz é focalizada em torno de uma galáxia intermediária antes de atingir a Terra, produzindo duas imagens do quasar. Nenhum estudo anterior os usou para tentar determinar a taxa de expansão do Universo.
Quando a luz do quasar é dobrada em torno da galáxia intermediária, produzindo duas imagens do mesmo quasar, ela cria uma oportunidade única de observação. A luz que cria as imagens separadas do quasar percorre um caminho diferente para cada imagem. Quando a luz do quasar flutua, há um atraso em cada uma das duas imagens.

Medindo o intervalo de tempo entre as cintilações e conhecendo a massa da galáxia interveniente, a equipe deduziu as distâncias entre a Terra, a galáxia de lentes e o quasar. Conhecer os redshifts do quasar e da galáxia permitiu que os cientistas estimassem a rapidez com que o universo está se expandindo.
Este estudo focalizou o duplo quasar chamado SDSS J1206 + 4332, e também se baseou em dados do Telescópio Espacial Hubble, dos observatórios Gemini e WM Keck, e da rede de Monitoramento Cosmológico de Lentes Gravitacionais, ou  COSMOGRAIL . A equipe passou vários anos fazendo imagens diárias do quasar duplo, o que lhes dava medidas muito precisas do tempo decorrido entre os piscar. Quando combinado com os outros dados, deu aos astrônomos uma das melhores medidas da Constante Hubble.

A equipe chegou a um valor de 72,5 quilômetros por segundo por megaparsec. Isso o coloca em linha com outras medidas que usaram supernovas distantes como velas padrão para medir a Constante de Hubble. Mas é cerca de 7% maior do que as medições que dependem do Fundo Cósmico de Microondas para medi-lo.

Este não é o fim do debate sobre a lei de Hubble. Ainda há essa diferença incômoda entre os métodos de medição. O que isso significa? "Se houver uma diferença real entre esses valores, isso significa que o universo é um pouco mais complicado", disse Treu. Treu também disse que uma das medições, ou até as três, estão erradas.
Fonte: Monthly Notices da Royal Astronomical Society, UNIVERSE TODAY.