Estudo e observação dos aspectos das ciências naturais como a astronomia, biologia, química, física as geociências na teoria e na prática. Incluindo temas relacionados ao clima espacial
Durante séculos, astrônomos estudaram a Via Láctea para entender melhor seu tamanho e estrutura. Os instrumentos modernos produziram observações inestimáveis de nossa galáxia e de outras. Um estudo recente feito por uma equipe de astrônomos dos observatórios Astronômicos Nacionais da Academia Chinesa de Ciências (NAOC) mostraram que o disco da Via Láctea não é plano (como se pensava anteriormente). Com base em suas descobertas, parece que a Via Láctea se torna cada vez mais deformada e distorcida quanto mais longe se avança do núcleo.
Usando informações do segundo lançamento de dados de Gaia, uma equipe de cientistas fez estimativas refinadas da massa da Via Láctea. Crédito: ESA / Gaia / DPAC
O estudo que detalha suas descobertas apareceu recentemente na revista científica Nature, intitulada " Um mapa 3D intuitivo da precessão da urdidura galáctica traçada pelas cefeidas clássicas ". O estudo foi liderado por Xiaodian Chen, do Laboratório Principal de Astronomia Ótica do NAOC, e incluiu membros do Instituto Kavli de Astronomia e Astrofísica da Universidade de Pequim e da Universidade Normal da China.
Galáxias como a Via Láctea consistem em finos discos de estrelas que orbitam em torno de uma protuberância central a cada poucas centenas de milhões de anos. Nessa protuberância, a força gravitacional de centenas de bilhões de estrelas e matéria escura mantém a matéria e o gás da galáxia juntos. No entanto, nas regiões mais distantes da galáxia, os átomos de hidrogênio que compõem a maior parte do disco de gás não estão mais confinados a um plano rarefeito.
As cefeidas clássicas são um tipo particular de jovens brilhantes gigantes amarelas e supergigantes que são 4 a 20 vezes mais massivas que o nosso Sol e até 100.000 vezes mais luminosas. Isso implica que elas têm vida curta, que às vezes dura apenas alguns milhões de anos antes de esgotar seu combustível. Elas também experimentam pulsações que podem durar dias ou mesmo um mês, o que os torna muito confiáveis para medir as distâncias de outras galáxias.
galáxia da Via Láctea, perturbada pela interação das marés com uma galáxia anã, como previsto por simulações de N-corpo. Crédito: T. Mueller / C. Laporte / NASA / JPL-Caletch
Por causa de seu estudo, a equipe estabeleceu um modelo de Disco Galáctico em 3D com base nas posições de 1.339 Cefeidas Clássicas. A partir disso, eles foram capazes de fornecer fortes evidências de que o disco galáctico não está alinhado com o centro galáctico. De fato, quando visto de cima, o disco da Via Láctea aparecia em forma de S, com um lado curvando-se e o outro curvando-se para baixo.
Essas descobertas lembram o que os astrônomos observaram de uma dúzia de outras galáxias, que mostraram padrões espirais progressivamente distorcidos. Ao combinar seus resultados com essas observações, os pesquisadores concluíram que o padrão espiral da Via Láctea é provavelmente causado por forçantes rotacionais (também conhecidos como "torques") do disco interno.
Este último estudo forneceu um mapa atualizado dos movimentos estelares da nossa galáxia, que lançaria luz sobre as origens da Via Láctea. Além disso, também poderia reforçar nossa compreensão da formação de galáxias e da evolução do cosmos.
Fonte: National Astronomical Observatories of Chinese Academy of Sciences (NAOC) / Scientific Journal Nature.
Uma aula sobre o reino Protista, uma técnica simples de cultivo de protozoários.
Materiais:
Recipiente com tampa
1 ou 2 folhas de alface
Água sem cloro (pode ser obtida em um rio ou lago, ou utilize água de torneira previamente fervida e em temperatura ambiente).
Procedimento:
Coloque a água e as folhas de alface dentro do pote e tampe. Aguarde entre 3 e 5 dias.
Para manter a cultura de protozoários por mais tempo, substitua o alface por alface fresco e troque parte da água a cada 2 ou 3 dias.
Neste tipo de cultura é possível encontrar paramécios, amebas, rotíferos entre outros.
O vídeo abaixo foi feito com uma cultura de 4 dias. Uma amostra da “nata” superficial da água foi colocada sobre lâmina, coberta com lamínula e observada ao microscópio. O microscópio utilizado é muito simples.
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
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 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.
