Gravitação e Teorias de Gauge.PDF

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Foto da nuvem molecular Barnard 68 que está a 500 anos-luz da Terra, na direção da constelação de Ofiúco, com cerca de meio ano-luz de diâmetro e com uma temperatura de -263C e está colapsando. A foto da esquerda foi obtida com o telescópio de 8,2 do European Southern Observatory, no ótico. À direita está a foto em cor falsa obtida no telescópio de 3,5m do European Southern Observatory, composta de três exposições no infravermelho, em 1,25, 1,65 e 2,16μm

As observações indicam que as estrelas nascem da matéria interestelar, provavelmente quando uma nuvem de gás se torna gravitacionalmente instável, possivelmente pela passagem de uma onda de choque causada pela explosão de uma supernova nas proximidades, ou pela passagem de uma onda de densidade, como aquelas teoricamente responsáveis pelos braços espiras das galáxias, e colapsa. A existência de nuvens moleculares densas, como a nuvem de Órion, onde existem muitas estrelas jovens, dos glóbulos de Bok [Bart Jan Bok (1906-1983)], com sua emissão principalmente no infra-vermelho, dos envoltórios das estrelas T Tauri, que são estrelas recém formadas, todos corroboram a idéia da relação entre nuvens de gás e a formação de estrelas.
Glóbulos de Bok absorvendo luz no centro da nebulosa de emissão e região de formação estelar NGC 281. Imagem obtida com a Advanced Camera for Surveys do Telescópio Espacial Hubble em outubro de 2005. A nebulosa está localizada a 9500 anos-luz de nós, na direção da constelação da Cassiopéia.
Na Via Láctea há aproximadamente 2 a 4 × bilhões de massas solares em gás molecular e uma quantidade similar de hidrogênio e aproximadamente 3 massas solares por ano são transformadas em estrelas. Como somente cerca de 2% da massa de uma nuvem molecular tipicamente é convertida em estrelas, cerca de 150 massas solares por ano de gás por ano se transforma em nuvens moleculares formadoras de estrelas. As nuvens moleculares são condensações no gás atômico largamente distribuído pela galáxia. Estas condensações só sobrevivem por cerca de 10⁷ anos, e estão constantemente sendo formadas e destruídas. As propriedades médias da região central das nuvens moleculares são:

• Densidade média , consistindo principalmente de hidrogênio molecular
• Temperatura média
• Campo magnético médio
• Razão de gás ionizado (por raios cósmicos) para gás neutro
• Tamanho
• Velocidade angular de rotação

enquanto que as propriedades das estrelas, por exemplo o Sol, são:

• Densidade média , consistindo principalmente de hidrogênio ionizado
• Temperatura média
• Campo magnético médio na atmosfera
• Razão de gás ionizado para gás neutro , exceto na atmosfera.
• Tamanho
• Velocidade angular de rotação

Portanto, para que haja a formação de uma estrela a partir da nuvem, é necessário uma contração de um fator em raio, e em densidade, o que causa dois problemas imediatos:

1.

Problema do Momentum Angular de Rotação: aumenta por

2.

Problema do Fluxo Magnético: aumenta por

e portanto a formação estelar tem que se dar com a formação de um disco de acresção; a viscosidade no disco permite a acresção de massa ao centro, enquanto parte da massa é acelerada para as partes externas, pela conservação do momentum angular; ao mesmo tempo, o disco é truncado no centro pelo campo magnético, e matéria ionizada tem que ser expelida por ejeção magneto-centrífuga, possivelmente na forma de jatos bipolares, por conservação do campo magnético, como na imagem ao lado do objeto Herbig-Haro 30 [George H. Herbig (1950, Astrophysical Journal, 111, 11) e Guillermo Haro (1952, Astrophysical Journal, 115, 572)], obtida com o Telescópio Espacial Hubble. Richard B. Larson (2002, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 332, 155) demonstra que as interações por força de maré entre os fragmentos que se formam são possivelmente a maneira mais eficiente de possibilitar a transferência do excesso de momentum angular e permitir o colapso. Entretanto, como primeiro passo no cálculo, vamos derivar o critério de Jeans, calculado em 1902 por Sir James Hopwood Jeans (1877-1946), calculando o colapso gravitacional ignorando tanto o campo magnético quanto a rotação (Philosophical Transactions of the Royal Society, Série A, 199,1).

Consideremos um gás homogêneo e infinito em repouso, com densidade e temperatura constante em todos os pontos. Primeiro, precisamos reconhecer que esta afirmação é inconsistente, pois por razões de simetria, o potencial gravitacional também deve ser constante, mas a equação de Poisson [Siméon Denis Poisson (1781-1840)]:

(1.106)

demandaria que a densidade fosse nula (). Mesmo reconhecendo a inconsistência, definimos um meio de densidade constante não nula, pois estamos interessados em pequenas perturbações em uma esfera isotérmica em equilíbrio hidrostático, que é um estado inicial consistente. O gás deve obedecer, além da equação de Poisson (1.106), à equação hidrodinâmica do movimento de Euler [Leonhard Euler (1707-1783)]:

(1.107)

à equação da continuidade

(1.108)

e finalmente à equação do gás ideal

(1.109)

onde é a velocidade do som. Para o estado de equilíbrio, assumimos constante, constante, e . O potencial gravitacional de equilíbrio pode ser encontrado usando a equação de Poisson , e as condições de contorno no infinito. Perturbamos agora o equilíbrio

(1.110)

onde as funções com subscrito 1 dependem do espaço o do tempo, e já usamos . Substituindo 1.110 em 1.106, 1.107, 1.108 e 1.109, e assumindo que as perturbações são isotérmicas, isto é, que a velocidade do som não é perturbada, obtemos as seguintes relações em primeira ordem:

(1.111)

(1.112)

(1.113)

Este é um sistema de equações diferenciais lineares e homogêneo, com coeficientes constantes. Sem perda de generalidade, podemos considerar perturbações que se propagam apenas em uma dada direção, por exemplo . Podemos portanto assumir que existem soluções proporcionais a , de modo que

e definindo , , obtemos:

(1.114)

Este conjunto de equações terá solução não nula se o determinante

é nulo. Obtemos portanto a relação de dispersão:

(1.117)

Para números de onda suficientemente grandes, o lado direito da relação de dispersão (1.117) é positivo, e é real, e as perturbações variam periodicamente no tempo. Como a amplitude não aumenta, o equilíbrio é estável em relação a estas perturbações de número de onda grande. Neste caso não há colapso da nuvem. No limite , a relação de dispersão (1.117) resulta em , que corresponde a ondas de som isotérmicas. Neste caso, a gravidade não é importante, e qualquer compressão é restaurada pelo aumento de pressão, com a perturbação viajando pelo meio com a velocidade do som. Este caso novamente não nos interessa.

O caso que nos interessa é se , o autovalor é da forma , onde é real. Portanto existem perturbações proporcionais a que crescem exponencialmente com o tempo, de modo que não há equilíbrio, e a nuvem colapsa. Definimos portanto um número de onda característico

ou o chamado comprimento de onda de Jeans

(1.118)

de modo que quando as perturbações são instáveis e a nuvem colapsa. A condição de instabilidade é chamada de critério de Jeans. Para escalas maiores do que o comprimento de Jeans, a gravidade sobrepassa a pressão, e a nuvem colapsa.

Para uma equação de gás ideal (1.109), , e o comprimento de Jeans (1.118) se torna

(1.119)

A este comprimento de onda de Jeans, corresponde uma massa de Jeans

(1.120)

onde escrevemos . Note que , e  K são as condições típicas das nuvens interestelares de hidrogênio neutro. Desta forma, obtemos que somente massas grandes, , podem colapsar pela instabilidade de Jeans.

para

Se colapso isotérmico (nuvem transparente):

e ocorre fragmentação

Para densidades da ordem de , o tempo de queda livre é da ordem de  anos. Primeiro a formação de hidrogênio molecular e depois a emissão de radiação infravermelha oriunda da colisão do hidrogênio molecular com átomos de hidrogênio, faz com que a temperatura nas partes mais densas caia para 200 a 300K. Este é o momento da separação da matéria escura e da matéria comum. Como as partículas de matéria escura não emitem radiação, elas não se condensam e permanecem espalhadas na nuvem primordial. Nas estrelas de população I e II, os grãos de poeira e moléculas com elementos pesados resfriam as nuvens com eficiência, até temperaturas de cerca de 10K. Mas nas estrelas de população III este resfriamento por moléculas pesadas e poeira não ocorre. Como a massa de Jeans é proporcional ao quadrado da temperatura e inversamente proporcional à raiz quadrada da sua pressão, as primeiras nuvens formadoras de estrelas tiveram massa de Jeans quase 1000 vezes maior do que as atuais.

Acredita-se que as estrelas se formem por fragmentação da nuvem colapsante, com os fragmentos tornando-se instáveis após o início do colapso da nuvem, e colapsando mais rápido do que a nuvem como um todo. Mas será que a fragmentação continua até corpos como planetas? Se a nuvem colapsar isotermicamente, . Entretanto, se o colapso for adiabático, isto é, sem perda de energia,

e a massa de Jean , isto é, a massa de Jeans aumenta durante um colapso adiabático, e a fragmentação não ocorre. A fragmentação portanto só ocorre se o colapso for aproximadamente isotérmico, isto é, se a nuvem irradiar a energia gravitacional do colapso. Portanto, se colapso adiabático (nuvem opaca):

e não ocorre fragmentação

O astrônomo inglês Sir Martin John Rees (1942-) publicou em 1976, no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 176, 483, uma demonstração de que a fragmentação de nuvens moleculares ocorre até uma massa mínima da ordem de 0,03 M_Sol, estudando o colapso aproximadamente, sem levar em conta os detalhes de como a energia é irradiada durante o colapso. Veremos a seguir uma derivação simplística.

A menor anã marrom não binária encontrada nas Pleíades tem massa de 0,05 M_Sol, de acordo com Martin R. Cossburn, Simon T. Hodgkin, Richard F. Jameson e David J. Pinfield no artigo Discovery of the lowest mass brown dwarf in the Pleiades, publicado em 1997 no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 288, p. 23. Gilles Chabrier (2002), no artigoThe Galactic Disk Mass Budget. II. Brown Dwarf Mass Function and Density, publicado em 2002 no Astrophysical Journal, 567, p. 304, estima que a densidade de massa das anãs marrons corresponde a aproximadamente 10% da densidade de massa das estrelas na nossa Galáxia.

As estrelas com massa inicial abaixo de 0,08 M_Sol tornam-se degeneradas antes do início da ignição do hidrogênio e, portanto, nunca queimam o hidrogênio. Para as estrelas com massa maior do que 13 M_Júpiter, os elementos frágeis D e Li são destruídos. Abaixo de 13 M_Júpiter nenhuma reação nuclear ocorre. Lembre-se que M_Júpiter (1/1000)M_Sol.

O tempo característico de queda livre do fragmento é e a energia total a ser irradiada é da ordem da energia gravitacional (ver Reserva de Energia de uma Estrela), onde e são a massa e o raio do fragmento. A quantidade de energia por unidade de tempo a ser irradiada para manter o fragmento com a mesma temperatura é da ordem de

Entretanto, um fragmento de temperatura não pode irradiar mais do que um corpo negro com a mesma temperatura. Se definirmos como o fator que leva em conta que o fragmento irradia menos do que um corpo negro, a taxa de perda de energia do fragmento é dada por:

onde é a constante de Stefan-Boltzmann. A transição de colapso isotérmico para adiabático ocorre quando , isto é, quando

(1.123)

Assumindo que a fragmentação termina quando a massa de Jeans é igual a esta massa, substituimos 1.122 em 1.123, e R por

obtendo a massa de Jeans no final da fragmentação:

(1.124)

para em K e usando . Para  K e , obtemos , ou seja, a fragmentação termina para fragmentos um pouco menores que a massa solar. Como observamos que a Função Inicial de Massa (IMF) dada pela relação de Salpeter [Edwin Ernest Salpeter (1924-)]

é basicamente a mesma nas diversas regiões de nossa Galáxia e mesmo nas galáxias próximas, Richard B. Larson conclui que a fragmentação deve ser explicada pelos processos atômicos que causam o esfriamento, molécula de H₂ na formação da População III e íons C⁺ e átomos de O nas populações I e II.

Imagem da estrela jovem, tipo T Tauri, HL Tau, e da nuvem molecular  Ophiuchi. As estrelas T Tauri foram descobertas em 1945, têm mais lítio que o Sol no espectro, indicando que o núcleo ainda não atingiu 1 milhão K, têm linhas cromosféricas, são variáveis irregulares, e mais da metade têm disco, observados pelo excesso de infra-vermelho e emissão milimétrica.

A formação estelar ocorre nas nuvens moleculares massivas e densas encontradas próximas ao plano da nossa Galáxia. O Saco de Carvão, localizado a aproximadamente 150 pc é um exemplo de uma nebulosa escura. A região de  Ophiuchi, altamente obscurecida, é provavelmente a nuvem molecular e região de formação estelar mais próxima (500 anos-luz). No ótico tem um raio de cerca de 5 pc e contêm várias regiões HII. Outra nuvem molecular é Sagittarius B-2, localizada cerca de 200 pc do centro de nossa Galáxia e com uma massa estimada em 3-10 milhões de massas solares. Como a extinção visual é de cerca de 25 magnitudes, esta região só pode ser observada no rádio e infra-vermelho. A molécula de CO é particularmente importante no estudo das nuvens moleculares porque pode ser observada em 6 cm e acredita-se que a razão CO/H₂=10^-4 seja a mesma em todas nuvens moleculares. Por dificuldades instrumentais, a molécula H₂ só foi observada próximo do Sol, no ultravioleta e no infra-vermelho, enquanto a molécula de CO foi mapeada por toda a Via Láctea e mesmo em galáxias próximas.

Diagrama Hertzsprung-Russel com o caminho evolucionário para proto-estrelas de 1 e 60 massa solares. Os caminhos começam no canto inferior direito, onde a radiação emitida pelas nuvens é no infravermelho e, finalmente, aproximam-se da seqüência principal de idade zero (ZAMS), quando a proto-estrela finalmente atinge o equilíbrio térmico e hidrostático. A proto-estrela de 60 M_Sol ejeta parte do envelope, chegando à seqüência principal com 17 M_Sol. Os números indicam a idade da proto-estrela, em anos. A linha tracejada indica o limite de Hayashi (Immo Appenzeller e Walther M. Tscharnuter, 1974, Astronomy & Astrophysics, 30, 423).

Richard B. Larson publicou em 1969, no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 145, 271, cálculos do colapso de uma nuvem originalmente homogênea com uma massa solar. Na fase inicial, a nuvem colapsante é oticamente fina (transparente) e aproximadamente isotérmica, com  K. Durante o colapso, a densidade central aumenta rapidamente, a temperatura se mantém baixa pela emissão térmica dos grãos de poeira, nas nuvens de população I e II, enquanto a densidade nas partes externas permanece praticamente constante. A região central se torna opaca quando a densidade central atinge cerca de , e o subsequente aumento na densidade produz aumento adiabático na temperatura. Desta forma a pressão aumenta e o colapso em queda livre chega ao fim, formando um núcleo central em equilíbrio hidrostático, com densidade central de cerca de , temperatura central  K e massa de somente 0,01 M_Sol. As camadas externas continuam sendo acretadas ao núcleo. Este núcleo é chamado de proto-estrela. Quando a temperatura central atinge cerca de 2000 K, o hidrogênio, que estava na forma molecular (), se dissocia e como parte da energia de contração é utilizada na dissociação, o equilíbrio hidrostático não é mais mantido, e a proto-estrela colapsa novamente. Quando praticamente todo o hidrogênio central está na forma atômica, o núcleo torna-se dinamicamente estável novamente, atingindo uma densidade de cerca de e  K. Para um observador externo, a nuvem continua como um objeto infra-vermelho enquanto o envelope for opaco à radiação visível. Com o acréscimo de matéria ao núcleo, o envelope vai se tornando transparente, até a fotosfera atingir a superfície do núcleo em equilíbrio hidrostático. Para uma estrela de 1 M_Sol, o colapso dura cerca de 1 milhão de anos. As reações nucleares iniciam, mas a luminosidade é ainda dominada pela contribuição da contração. A pro-estrela torna-se completamente convectiva, chegando ao limite de Hayashi, tornando-se uma estrela visível, em equilíbrio hidrostático, mas ainda contraindo-se, fora de equilíbrio térmico.

Diagramas HR com os caminhos evolucionários para um modelo de duas massa solar (esquerda) descendo a trajetória de Hayashi, e um de 30 massas solares após a chegada a base da trajetória de Hayashi. Descendo a trajetória de Hayashi, a contração ocorre em escala de tempo térmica, 10⁴ a 10⁵ anos. A transformação de ²D em ³He ocorre durante esta descida, pois requer só 10⁵K, reduzindo a velocidade com que a estrela desce a trajetória. A maior parte do ³He é primordial (do Big-Bang), já que a abundância de ²D é muito pequena. A acresção se dá através de um disco.

Günther Wuchterl & Werner M. Tscharnuter, publicaram no Astronomy & Astrophysics, 398, 1081, de 2003, seus cálculos autoconsistentes de colapso protoestelar e pré-seqüência principal, mostrando que seus modelos de estrelas de 2M_Sol estão próximos dos cálculos anteriores, quando os efeitos dinâmicos de acresção de massa tornam-se desprezíveis, mas que os modelos de 1M_Sol nunca tornam-se completamente convectivos e são aproximadamente 1 milhão de anos mais velhos que os modelos calculados assumindo equilíbrio hidrostático desde o início.

As observações indicam que existe uma grande variedade de condições iniciais na formação de estrelas, já que existe uma grande dispersão nas velocidades de rotação das estrelas pré-sequência principal (Krishnamurthi, Anita; Pinsonneault, M. H.; Barnes, S.; Sofia, S. 1997, Astrophysical Journal, 480, 303).

©Kepler de Souza Oliveira Filho

Imagens captadas pelo Observatório Chandra mostraram potentes explosões cósmicas Observatório Chandra captou imagens de uma galáxia sendo atingida por emanações de buraco negro originadas em um grande buraco negro destruindo uma galáxia próxima, informou nesta sexta-feira a Nasa, a agência espacial americana.

Os cientistas informaram que o efeito jamais havia sido visto antes e temem que a violenta explosão galáctica possa ter um efeito devastador nos planetas que se colocarem em seu caminho.

Conhecido como 3C321, o sistema onde ocorreu a explosão possui duas galáxias, com buracos negros em seus centros, orbitando em torno de si. A galáxia maior recebeu os efeitos mais fortes dessas emanações vindas de um dos buracos negros, que causaram apenas pequenos impactos na galáxia menor.

Contudo, os cientistas acreditam que o fluxo de energia e radiação gerados na explosão possam formar um grande número de novas estrelas e planetas a partir da galáxia danificada.

Estados Unidos, 17/12/2007 - Os cientistas informaram que o efeito jamais havia sido visto antes e temem que a violenta explosão galáctica possa ter um efeito devastador nos planetas que se colocarem em seu caminho

Estados Unidos, 17/12/2007 -

Contudo, os cientistas acreditam que o fluxo de energia e radiação gerados na explosão possam formar novas estrelas e planetas a partir da galáxia danificada

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[fonte: Redação Terra]

Site pessoal do professor George Matsas

Ótimo artigo publica da scientific american anos atrás.

buraconegro.pdf

É possível dois buracos negros colidirem. Uma vez que eles fiquem tão próximos eles não podem escapar um da gravidade do outro, eles se fundirão para se tornar um buraco negro maior. Tal evento seria extremamente violento. Até mesmo ao simular este evento em computadores poderosos, nós não podemos entender isto completamente. Porém, nós sabemos que uma fusão de buraco negro produziria tremenda energia e enviaria volumosas ondulações pelo espaço-tempo do Universo. Estas ondulações são chamadas ondas gravitacionais.

Ninguém testemunhou uma colisão de buracos negros ainda. Porém, há muitos no Universo e não é irracional assumir que eles poderiam colidir. De fato, nós conhecemos galáxias nas quais dois buracos negros de grande volume se movem perigosamente perto um do outro. Modelos teóricos predizem que estes buracos negros espiralarão um ao outro até que eles finalmente se colidem.

Ondas gravitacionais nunca foram diretamente observadas. Porém, elas são uma predição fundamental da teoria geral da relatividade de Einstein. Os descobrimentos proveriam um teste importante de nossa compreensão de gravidade. Também proveriam novas perspicácias importantes na física dos buracos negros. Grandes instrumentos capazes de detectar ondas gravitacionais do exterior do espaço foram construídos em anos recentes. Até mesmo instrumentos mais poderosos estão em construção. No momento eles detectam a primeira onda gravitacional, você com certeza ouve falar disso!

Um dos dois observatórios de ondas gravitacionais LIGO (Hanford, WA, o E.U.A.). Nos dois, 2,5 milhas de longos tubos de raios (feixes) de laser são usadas para procurar ondas gravitacionais.

O observatório LISA consistirá em três satélites em órbita ao redor do Sol. Raios de laser entre os satélites podem descobrir ondas gravitacionais.

[ Fonte: Balck Holes Encyclopedia ]

[ARTIGO DO TERRA]

A Nasa, agência espacial americana, divulgou nesta terça-feira imagens captadas pelo observatório Chandra X-ray e o Satélite Swift daquilo que ela acredita ser o maior buraco negro já observado. O buraco possui entre 24 e 33 vezes a massa do sol.

A descoberta foi realizada por uma equipe de cientistas liderados pela astrônoma Andrea Prestwich, do Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian de Cambridge, no Estado americano de Massachussets.

O imenso buraco negro se localiza em uma pequena e instável galáxia, conhecida como IC 10, que fica a cerca de 1,8 milhões de anos-luz da Terra. Duas estrelas orbitam em torno dele, lançando grandes quantidades de gás e explosões cósmicas, em sua jornada pelo espaço. Os fenômenos são lançados para dentro do buraco no formato de espirais e depois desaparecem em sua imensidão, produzindo calor e emitindo raios-x.

A descoberta supera o buraco negro encontrado no último dia 17 de outubro por uma equipe internacional de cientistas, que tem uma massa 16 vezes superior à do Sol. Ele foi o primeiro conhecido em um sistema binário eclipsante.

Segundo um artigo publicado na revista científica britânica Nature, este sistema binário, formado por um buraco negro e por uma estrela com grande massa, na espiral da Galáxia do Triângulo (também conhecida como M33), está a cerca de 3 milhões de anos-luz da Terra.

Há uma semelhança enorme com relação à propagação do som em um fluido em movimento e a da luz no espaço-tempo curvo. As ondas acústicas são caracterizadas por freqüência, comprimento de onda e velocidade de propagação, em escalas menores, ondas acústicas deixam de existir. A oscilação térmica aleatória das moléculas impede que as ondas sonoras se comportem de maneira contrária aos quanta de luz. Mas à medida que a temperatura se aproxima do zero absoluto, o som pode se comportar como partículas quânticas, chamada de "fônons".

Em um fluido em repouso ou em movimento uniforme, os fônons se comportam como os fótons no espaço-tempo plano, os fônons se propagam em linha reta e assim fomo os fótons, eles podem ser desviados. A velocidade dos fônons assim como seu comprimento de onda é alterado em um fluido que se move de maneira não-uniforme, isso também ocorre com os fótons em um espaço-tempo curvo.

Equivalente acústico de um buraco negro

Quando um fluido esta em movimento pode atuar sobre o som como um buraco negro sobre a luz. Podemos criar um buraco negro acústico utilizando um Bocal de laval. O bocal faz com que o fluido atinja e exceda a velocidade do som no ponto mais estreito sem fazer uma mudança drástica nas propriedades do fluido. O bocal possui uma geometria acústica muito semelhante a do espaço- tempo de um buraco negro. Ele possui uma região supersônica que atua como o interior do buraco negro, assim como a luz é arrastada para centro de um buraco negro, as ondas sonoras que se propagam contra o fluxo são arrastadas por elas. Na região subsônica, assim como a luz pode ser desviada para o vermelho, as ondas sonoras que se propagam contra a corrente são esticadas. A fronteira entre as duas regiões se comporta exatamente como o horizonte de eventos de um buraco negro. Quando o fluido estiver suficientemente frio a analogia chega ao nível quântico. O horizonte de eventos sônicos emite fônons térmicos da mesma forma que a radiação HAWKING, esses fônons surgem quando há flutuações quânticas acerca do horizonte de eventos, então uma das partículas é tragada para a região supersônica, onde permanecerá, a sua companheira que permanece do outro lado do horizonte de eventos e se propaga contra a corrente, sendo assim ela é alongada pelo fluxo do fluido.

[Autor: Thiago Guimarães]

Thiago M. Guimarães

dragunovsvd.09@gmail.com

Destino final de estrelas entre 1,4 e 2,5 vezes o tamanho do nosso Sol.

A estrela de nêutrons é um corpo celeste supermassivo, ultra compacto e com gravidade extremamente alta. Segundo estudos matemáticos e simulações virtuais, existem dois tipos de estrelas de nêutrons, a estrela de nêutron normal, que tem gravidade superficial relativamente fraca, e a estrela de nêutrons ultra compacta, com gravidade superficial extremamente alta.

Devido à alta densidade deste tipo de corpo celeste, os feixes de luz que passam próximos às estrelas de nêutrons são desviados, ocasionando distorções visuais, muitas vezes aberrações cromáticas ou o efeito chamado lente gravitacional.
Basicamente, para se entender os efeitos gravitacionais no ambiente próximo a uma estrela de nêutrons, existem dois pré-requisitos necessários: a densidade e a gravidade.

Formação

Alguns tipos de estrelas, ao chegarem ao final de suas vidas, após ocorrerem períodos turbulentos, onde muitas vezes explosões violentas ejetam matéria para o espaço, adquirem a forma de uma estrela de nêutrons.

Na estrela de nêutrons a atividade de explosões nucleares acabou. A força de gravidade se torna imensa e comprime a matéria dentro de uma esfera de raio muito pequeno, algumas dezenas de quilômetros.

A matéria que anteriormente estava sob a forma de hidrogênio, hélio, etc; agora perde suas características de carga e seus elétrons devido aos efeitos de pressões enormes e tudo é puxado para o núcleo dos átomos e são convertidos em nêutrons. Estes nêutrons estão tão comprimidos devido à pressão que a estrela de nêutrons se converte praticamente em um nêutron gigantesco.

Características

Este corpo é extremamente massivo e gira muito rápido, seu período de rotação varia de milésimos de segundos!

Estas estrelas possuem um campo magnético muito forte, a pouca radiação que escapa da sua superfície, são ondas de rádio, raios gama, etc.
Estes feixes de radiação pulsam devido à rotação da estrela.

O interior de uma estrela de nêutrons consiste de um núcleo grande formado basicamente por nêutrons e um pequeno número de prótons supercondutores. Novamente, a baixas temperaturas, os prótons supercondutores, combinados com a alta velocidade de rotação da estrela, produzem um efeito dínamo, semelhante ao responsável pelo campo magnético da Terra. Ao redor do núcleo encontra-se um manto de nêutrons, seguido por uma camada de núcleos de ferro e elétrons livres.

Forma de detecção

Conseguimos observar esta radiação pulsante nos nossos detectores de rádio, um pulso periódico e muito preciso, mais preciso que o melhor de nossos relógios atômicos.
O primeiro pulsar foi descoberto acidentalmente no final da década de 60, cientistas buscavam fontes de rádio que estivessem distantes, utilizaram para isso um radiotelescópio especial, sensível a ondas de rádio de rápida variabilidade que havia sido construído. Encontraram um objeto que emitia pulsos de radiação extremamente precisos, por causa dessa precisão de pulso suspeitaram até mesmo de um sinal alienígena.

Estrelas de nêutrons binárias

O pulsar PSR 913+16 é um sistema orbitado por estrelas de nêutrons com uma separação máxima de apenas um raio solar entre elas.
Possui movimentos rápidos indicam que o período orbital desse sistema deve diminuir relativamente rápido, tendo em vista seu forte sinal de onda gravitacional, desde 1975 o período já diminuiu 10 segundos.

Pulsares

Qualquer estrela possui um campo magnético que em geral é fraco, mas quando o núcleo de uma estrela é comprimido até se tornar uma estrela de nêutrons, o seu campo magnético também sobre compressão, com isso as linhas de campo magnético ficam mais densas, dessa forma tornam o campo magnético muito intenso, esse forte campo junto com a alta velocidade de rotação passam a produzir fortes correntes elétricas na superfície da estrela de nêutrons.

Os prótons e elétrons que estão ligados de maneira “fraca” à superfície dessas estrelas são impulsionados para fora e fluem, pelas linhas do campo magnético, até os pólos norte e sul da estrela. O eixo eletromagnético da estrela de nêutrons não necessita estar alinhado com o eixo de rotação.
Essas estrelas possuem duas fontes de radiação eletromagnética:
A primeira é a radiação síncrotron que não é térmica, ela é emitida por partículas presas ao campo magnético dessas estrelas.
A segunda é a radiação térmica que composta por raios-x, radiação ótica e etc. Essa radiação ocorre devido ao choque de partículas com a superfície junto aos pólos dessa estrelas.
Com o desalinhamento entre os pólos magnéticos, emite uma enorme quantidade de radiação, e graças ao eixo de rotação, a luz emitida pelos pólos varre diferentes direções no espaço, sendo assim só podemos detectar as estrelas de nêutrons quando nosso planeta esta na direção da radiação emitida pela estrela, e essa radiação recebe o nome de pulso, pois vem até nós como uma série de pulsos eletromagnéticos.

Discos de acresção

No caso de uma supernova ocorrer em sistema binário, à companheira da supernova pode sofrer alguns danos em suas camadas superficiais e mesmo assim continuar sua vida, com isso uma estrela de nêutrons será formada próxima à outra estrela, quando está estrela evoluir para uma gigante vermelha, o seu gás irá espiralar em direção a estrela de nêutrons. Esse gás que é tragado pela estrela de nêutrons formará um espesso disco ao redor dela, esse disco é chamado de disco de acresção.
Por causa do Atrito que existe entre camadas de gás nas órbitas próximas ao longo do disco de acresção leva à perda de momento angular e ao movimento de queda em espiral em direção à superfície da estrela de nêutrons. O gás em espiral sem move em direção ao campo gravitacional da estrela de nêutrons, então sua energia gravitacional é convertida na forma de energia térmica dentro do disco de acresção.
Na parte interna do disco de acresção a energia gravitacional é liberada com maior intensidade atingindo uma temperatura média de milhões de graus, uma enorme fonte de energia se torna presente nessa região e haverá grande emissão de radiação tais como: ultravioleta e raios-x.
A pressão na estrela de nêutrons pode sofrer um grande aumento se o gás for transferido em uma quantidade relativamente, do disco de acresção para a estrela de nêutrons dessa forma a energia não é liberada, então eventualmente o gás e expulso da estrela de nêutrons, fazendo com que existam fortes correntes de gás em sua órbita.

Definição: São nuvens de poeira e gás interestelar que se localizam, na maioria das vezes, no interior das galáxias. Ela só se torna visível se o gás brilha, se uma nuvem reflete a luz das estrelas ou se ela própria encobre a luz dos objetos distantes. A maioria das nebulosas estão em intensa atividade de formação estelar. Existem quatro tipos de nebulosas:

Nebulosa de emissão: São nebulosas que brilham em diferentes cores, pois o gás delas emite luz quando estimulado pela radiação de estrelas jovens quentes que emitem fótons altamente energéticos. Entre os diferentes tipos de nebulosas de emissão estão as regiões H II, nas quais a formação estelar decorre e jovens, massivas estrelas são a fonte destes fótons. Apenas estrelas grandes e quentes podem libertar a quantidade de energia necessária para ionizar uma parte significativa da nuvem. Muitas das vezes, este trabalho é feito por um inteiro enxame de jovens estrelas. A cor da nebulosa depende da sua composição química e quantidade de ionização. Devido à alta prevalência de hidrogênio no gás interestelar, e à sua relativamente baixa energia necessária, muitas nebulosas de emissão são vermelhas. Se mais energia estiver disponível, outros elementos podem ser ionizados e então aparecem as cores verde e azul. A maioria das nebulosas de emissão contém cerca de 90% de hidrogênio, sendo os restantes 10% hélio, oxigênio, nitrogênio e outros elementos. As nebulosas de emissão têm frequentemente manchas escuras que resultam do bloqueio da luz por nuvens de pó. A combinação entre a nebulosa de emissão e o pó origina objetos muito interessantes, e muitas destas nebulosas têm o nome dos objetos a que se parecem, tal como a Nebulosa da América (NGC 7000) do Norte ou a Nebulosa do cone (NGC 2264). Algumas nebulosas são constituídas de componentes que refletem e emitem, tal como a Nebulosa da Trífida (M20). Algumas das mais espantosas nebulosas de emissão visíveis do hemisfério Norte, são: a Nebulosa da Lagoa (M8) e a Nebulosa de Órion (M42).

Nebulosas de reflexão: refletem a luz de estrelas vizinhas que incide sobre elas. Estas não são quentes o suficiente para provocar a ionização no gás da nebulosa como as nebulosas de emissão, mas são brilhantes o suficiente para tornarem o gás visível. Essas nebulosas não são muito comuns, podendo até passar despercebidas por um telescópio amador. A incidência de 100% de luz as fariam refletir entre 10% e 80%, mas um telescópio superpotente (como o Hubble) as captariam em instantes com definições perfeitas, numa imagem de alta resolução e grande relativa facilidade. Seria como observá-las a 100 metros de distância. A luz é ligeiramente polarizada devido ao alinhamento de certas partículas ao campo magnético. São regularmente azuis devido à dispersão ser mais eficiente na luz azul, mas existem nebulosas de reflexão vermelhas como é caso da nebulosa que rodeia a gigante estrela de Antares As nebulosas de reflexão e as nebulosas de emissão são muitas vezes observadas juntas e são por vezes referidas como nebulosasnebulosas de reflexão. Uma das mais famosas é a que rodeia as estrelas das Plêiades. As nebulosas de reflexão são muitas vezes locais de formação estelar. difusas. Um exemplo disto é a Nebulosa de Órion. Conhecem-se cerca de 500

Nebulosa escura: Presumivelmente a mais famosa nebulosa escura a Nebulosa cabeça de cavalo. Uma nebulosa escura é um grande nuvem molecular as quais se apresentam como regiões pobre em estrelas onde a poeira do meio interestelar parece estar concentradas. Nebulosas escuras podem ser vista se elas obscurecem parte de um Nebulosa de reflexão ou emissão (por exemplo a nebulosa cabeça de cavalo) ou se elas bloqueia estrelas de fundo (por exemplo a Nebulosa saco de carvão). As maiores nebulosas escuras são visíveis a olho nu, elas aparecem como caminhos escuros contra o fundo brilhante da Via Láctea. Astrofísica da nebulosa escura O hidrogênio destas nuvens escuras opacas existem na forma de hidrogênio molecular. A maior nebulosa deste tipo, a chamada nuvem molecular gigante (NMG), são mais do que um milhão de vezes a massa do Sol. Eles contem mais do que a massa do que o meio interestelar, e quase 150 anos-luz de comprimento, e tem uma densidade média de 100 a 300 molécula por centímetro cúbico e uma temperatura interna de 7 a 15 K. nuvens moleculares consiste basicamente de gás e poeira, mas contem muitas estrelas também. As cores nuvens estão completamente escondidas da visão e não são detectáveis exceto para a emissão de micro-ondas de suas moléculas constituintes. Esta radiação não é absorvida pela poeira e rapidamente escapa da nuvem. O material interno da nuvem é arrastado junto em todas as direções, com algumas nuvens reduzindo-se a massa de estrelas individuais, pequenos arrastões devem estender-se a cerca de um ano luz As nuvens tem um campo magnético interno que se opõem a sua própria gravidade. NMG desempenha um importante papel na dinâmica da galáxia: quando uma estrela passa próxima a um NMG, um considerável impulso gravitacional ira perturbar a órbita da estrela por uma quantia significativa. Depois de repetidas aproximações, uma estrela de meia-idade ira ter componentes significativos de velocidade em todas as direções, ao invés de um uma órbita quase circular como uma estrela jovem (isto é porque a jovem estrela herda a órbita circular da NMG onde ela nasceu). Isto da aos astrônomos outra ferramenta para estimar a idade de estrelas, e ajuda a explicar a espessura do disco galáctico Na região interna de uma nebulosa escura importantes eventos tem lugar, tais como a formação das estrelas e masers

Nebulosa planetária: é um objeto astronômico que é constituido por um invólucro brilhante de gases e plasma, formado por certos tipos de estrelas no período final do seu ciclo de vida. Não estão de todo relacionadas com planetas; o seu nome é originário de uma suposta similitude de aparência com planetas gigantes gasosos. Tem um período de existência pequeno (dezenas de milhar de anos) quando comparado com o tempo de vida típico das estrelas (vários bilhões de anos). Existem cerca de 1500 destes objectos na nossa galáxia. As nebulosas planetárias são objectos importantes em astronomia por desempenharem um papel na evolução química das galáxias, libertando material para o meio interestelar, enriquecendo-o com elementos pesados e outros produtos de nucleossíntese (carbono, azoto, oxigênio e cálcio). Noutras galáxias, as nebulosas planetárias poderão ser os únicos objectos observáveis de maneira a poderem ser retiradas informações acerca da abundância de elementos químicos. Nos anos mais recentes, as imagens fornecidas pelo telescópio espacial Hubble revelaram que as nebulosas planetárias poderão adquirir morfologias extrememente complexas e variadas. Cerca de um quinto são esféricas, mas a maioria não adopta esta morfologia. Os mecanismos producentes desta grande variedade de formas não são totalmente conhecidos mas as estrelas binárias, o vento estelar e os campos magnéticos poderão desempenhar um papel importante.

Nebulosa solar: é uma nuvem de gás e poeira do cosmos que está relacionada diretamente com a origem do Sistema Solar. A hipótese nebular foi proposta em 1755 por Immanuel Kant em que defendia que as nebulosas giravam lentamente em torno da sua origem.

Observações: As nebulosas planetárias são geralmente objetos tênues e nenhum é visível a olho nu. O primeiro destes objetos a ser descoberto foi a nebulosa de Dumbbell na constelação de Vulpecula, observado por Charles Messier em 1764 e listado como M27 no seu catálogo astronómico. Para os primeiros observadores (com telescópios de baixa resolução), M27 e outras nebulosas a seguir descobertas, assemelhavem-se a gigantes gasosos. William Herschel, que descobriu o planeta Urano, chamou-lhes 'nebulosas planetárias' apesar de não terem qualquer semelhança com planetas.

Tempo de vida: Os gases das nebulosas planetárias afastam-se da estrela central a uma velocidade aproximada de alguns quilômetros por hora. Simultaneamente à expansão dos gases, a estrela central arrefece à medida que irradia a sua energia - as reações de fusão pararam porque a estela não tem a massa necessária para gerar no seu núcleo as temperaturas requeridas para se dar a fusão de carbono e oxigênio. Eventualmente, a temperatura estelar irá arrefecer de tal maneira que não poderá ser libertada suficiente radiação ultravioleta para ionizar a nuvem gasosa cada vez mais distante. A estrela transforma-se numa anã branca e o gás adjacente recombina-se, tornando-se invisível. Para uma nebulosa planetária tipica deverão passar 10.000 anos entre a sua formação e a recombinação dos gases.

Supernova remanescente: é um evento que ocorre após uma violenta explosão de (supernova). Com esta explosão, um invólucro de gás se afasta a grande velocidade do núcleo estelar, formando a supernova remanescente. Elas emitem brilho e a mais famosa é a Nebulosa de Câncer.

[Autor: Thiago M. Guimarães]

dragunovsvd.09@gmail.com

O sol é a estrela responsável por permitir a vida na terra, é considerado uma estrela de grandeza média, por outro lado, pela seqüência principal do diagrama de Hertzsprung-Russel, pode ser considerado uma estrela anã. Em torno dele gravitam oito planetas, três planetas anões, 1600 asteróides, 138 satélites e um grande número de cometas. Sua massa é 333.000 vezes a da Terra e o seu volume é de 1,41 × 1027 m³ (1.400.000 vezes o da terra). A distância do nosso planeta ao Sol é de cerca de 149.597.871 km (ou uma Unidade Astronômica - U.A., aproximadamente), sua gravidade na superfície é de 274 m s-2 e sua gravidade relativa na superfície é cerca de 28 g. A luz emitida pelo sol demora cerca de 8 minutos para chegar à terra. Presume-se que o Sol tenha 5 bilhões de anos de idade. É composto por matéria ordinária.

Sua estrutura : O sol possui estruturas em forma de conchas concêntricas, essas conchas são atraídas
para o centro do sol, e para a estrela não colapsar e formar um buraco negro, existe uma força de igual intensidade atuando na direção oposta, suas camadas são granulosas e seu brilho não é uniforme, sendo a parte central do disco solar mais brilhante que seu bordo. As camadas exteriores do Sol dividem-se em: fotosfera, a mais profunda, com cerca de 300 km de espessura e uma temperatura mínima de 6.000°C; a cromosfera tem cerca de 8.000 km de espessura, de onde emergem enormes jatos luminosos; as protuberâncias, que chegam a atingir 800.000 km; e a coroa com a altura de 1 milhão de quilômetros e temperatura de 1 milhão de graus Celsius; a temperatura interna solar atinge 20 milhões de graus Celsius. Numa estrela em equilíbrio mecânico todas as camadas estão em equilíbrio hidrostático, por esse motivo as estrelas têm em seu centro as temperaturas, pressões e densidades mais elevadas, com isso toda sua energia é gerada em seu interior. A forma do sol também se deve ao fato de ele estar em equilíbrio térmico.

Características :

A composição da fotosfera é dada por diversos gases, primeiramente temos 73,46 % de Hidrogênio depois temos 24,85 % de Hélio e seguindo essa ordem decrescente teremos 0,77 % de Oxigênio, 0,29 % de Carbono, 0,16 % de Ferro, 0,12 % de Néon, 0,09 % de Nitrogênio, 0,07 % de Silício, 0,05 % de Magnésio e por fim uma pequena porcentagem de Enxofre (0,04 %) e seu brilho aparente é de cerca de 26,8m, tendo seu brilho absoluto o valor de 4,8m. O Sol perde a cada dia 360 mil milhões de toneladas transformadas em energia. A sua atração vai, por esse motivo, enfraquecendo e então a Terra se afasta do Sol 1 metro por ano.

Superfície solar : Na verdade as estrelas não possuem superfícies, pois são corpos gasosos, a camada que vemos no sol através de fotografias, é na verdade é uma camada bastante fina conhecida como fotosfera, são os átomos dessa camada que irradiam a radiação solar que recebemos, existem camadas acima da fotosfera, mas elas são muito rarefeitas por isso são quase imperceptíveis.

Ciclo do sol : O Ciclo Solar tem muitos efeitos importantes, que influenciam nosso Planeta. Estudos de Heliosismologia executados a partir de sondas espaciais permitiram observar certas "vibrações solares", cuja freqüência aumenta com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de onze anos de erupções, a cada vinte e dois anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos pólos, que resultam em dois ciclos de dezoito anos com incremento da atividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera de nosso planeta.

Como e onde é gerada a energia : A energia é formada no interior do sol. No interior do sol há uma esfera com cerca de 20% de seu raio que atua como um gerador de energia. Nessa região a temperatura atinge cerca de 15 milhões de graus K, e nesse local ocorrem as reações de fusão nuclear.
Com essas reações a matéria que desaparece é convertida em energia, sendo essa a origem da energia do sol, e a cada 1 segundo 5 milhões de toneladas do sol são convertidas em energia, que na verdade fótons energéticos.

Irradiações feitas pelo sol : Durante todo o tempo nossa estrela está a emitir radiações, essas radiações não passam da energia gerada pelo sol e dos raios produzidos pelos fenômenos de fusão termonuclear e das fissões de núcleo, como exemplo temos: fótons, neutrinos, raios gama, raios x e vários outros.
Os fótons energéticos produzidos pelo sol, saem do seu núcleo passam primeiro pela camada radioativa do sol, onde penetram alguns milímetros e logo são capturados pelos átomos, depois esses átomos liberam um fóton que difere do absorvido anteriormente, dessa forma uma enorme quantidade de energia é emitida para o espaço, em apenas um segundo o sol gera mais energia que 2,5 bilhões das usinas hidrelétricas super poderosos gerariam em um ano, dentre essas energias estão: raios X, raios gama, neutrinos, fótons, íons, e vários outros.
Foram observadas emissões eletromagnéticas em forma de anéis de diversos tamanhos com temperaturas na ordem de dois milhões de graus Kelvin, além de emissão de massa coronal a cada vinte e quatro horas aproximadamente. Toda energia que o sol perde é compensada por reações nucleares que geram grande quantidade de energia.

Neutrinos solares : Partículas elementares conhecidas como neutrinos também são formados pelas reações solares.
Os neutrinos recebem esse nome, pois não possuem carga elétrica, eles se movem a uma velocidade perto da velocidade da luz, podem sair do núcleo do sol pouco tempo depois de serem produzidos, já que não reagem com a matéria comum.
Recentemente se descobriu que grande parte dos neutrinos que chegam até a terra muda sua forma para outro tipo de neutrino. Os neutrinos possuem massa quase desprezível.

Ionosfera : A ionosfera se localiza na Terra entre sessenta e quatrocentos quilômetros de altitude, é

composta de íons, plasma ionosférico, e, devido à sua composição, reflete ondas de rádio até aproximadamente 30 MHz. O maior agente de ionização da ionosfera, é o Sol, cuja radiação nas bandas de raio X, e luz ultravioleta, insere grande quantidade de elétrons livres em seu meio. Os meteoritos e raios cósmicos também são responsáveis pela presença secundária de íons na região. Na ionosfera a densidade de elétrons livres é variável de acordo com a hora do dia, estação do ano, e variações da composição da quimiosfera. A cada 11 anos, obedecendo ao Ciclo Solar, a densidade de elétrons e a composição da ionosfera sofrem mudanças radicais. Muitas vezes estas mudanças bloqueiam totalmente as comunicações em alta freqüência.

Manchas solares : Uma mancha solar é uma região do Sol com temperaturas mais baixas que seus arredores, e com uma intensa atividade magnética. Uma mancha solar típica consiste em uma região central chamada umbra, rodeada por uma penumbra mais clara. A mancha solar pode chegar a 120.000 km de extensão e algumas vezes podem superar esse tamanho. A penumbra está constituída de filamentos claros e escuros que se estendem mais ou menos desde a umbra, de forma radial. Tanto a umbra como a penumbra parecem de cor escura, mas isso acontece devido ao contraste com a fotosfera, já que estão a uma temperatura mais baixa, dessa forma a cor escura de uma mancha é um mero efeito de contraste. A umbra atinge temperaturas de cerca de 4000 K enquanto a penumbra pode alcançar até 5600 K, sendo assim são inferiores aos 6000 K da fotosfera. A umbra emite cerca de 32% da luz emitida por uma área igual a da fotosfera, enquanto a penumbra tem cerca de 71% do brilho da fotosfera. Com respeito à fotosfera as manchas estão imóveis, e elas participam da rotação solar.

A morte do sol : O sol assim como toda estrela um dia irá morrer, daqui a cinco bilhões de anos ele findará seu domínio cósmico na forma de uma nebulosa planetária. As reações nucleares no centro do sol, que o abasteceram por quase toda a vida, vão se acabando, primeiro o hidrogênio disponível e depois o hélio. À medida que a combustão nuclear se deslocar para fora, onde fica o material novo numa concha que circunda o núcleo, o sol se expandirá se tornando uma gigante vermelha. Quando o hidrogênio dentro da concha também se esgotar, iniciar-se-á a queima do hélio. Durante esse processo, ela se tornará instável. Convulsões intensas, combinadas à pressão de radiação e outras forças, erguerão as camadas da superfície expandidas e ligadas frouxamente para o espaço, criando uma nebulosa planetária. Essa nebulosa será iluminada em seu interior pelo sol, já agonizante, queimando o resto de seu combustível, assim como em todas as outras nebulosas. A coloração se dará devido à fluorescência de brilhantes átomos e íons.

Hélio-sismologia : É o estudo sismológico do interior do sol, assim como os geofísicos fazem para estudar o interior do planeta terra. No sol as vibrações são excitadas pela movimentação das células convectivas, assim podem ser observadas pela variação de brilho causado pela compressão de onda.

Superior: céu como é visto na radiação infravermelha. A brilhante linha marelo-alaranjada cruzando o centro da imagem vem da poeira interestelar de nossa galáxia, sendo o centro da galáxia o centro da imagem. O vermelho acima e abaixo desta linha mostra nuvens tênues adicionais de poeira interestelar. O azul em forma de S vem da poeira interestelar do sistema solar.

Meio: céu após o brilho do sistema solar ter sido retirado. Esta imagem é dominada pela emissão de poeira interestelar na nossa galáxia. Os dois objetos brilhantes no centro do quadrante inferior direito são a Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães.

Baixo: Após retirar a luz infravermelha do sistema solar e da nossa galáxia, o que sobra é um fundo infravermelho cósmico uniforme. A linha que cruza o centro é uma falha decorrente da retirada da luz galática.

Formação: Na teoria, o universo inicial era composto de um plasma quente de fótons, elétrons e bárions. Os fótons interagiam constantemente com o plasma através do Efeito Compton. À medida que o universo se expandia, o desvio para o vermelho cosmológico fazia com que o plasma esfriasse até que fosse possível aos elétrons combinar-se com os núcleos atômicos de hidrogênio e hélio para formarem átomos. Isso aconteceu por volta de 3000 K, ou quando o universo tinha aproximadamente 380.000 anos de idade (z=1088). Nesse momento, os fótons puderam começar a viajar livremente pelo espaço. Esse processo é chamado “recombinação”.Os fótons continuaram a esfriar até que atingiram a temperatura atual de 2,7 K. Assim, a radiação do espaço que se mede hoje vem de uma superfície esférica, chamada superfície de última difusão, da qual os fótons que se desvencilharam da interação com a matéria no universo inicial, 13,7 bilhões de anos atrás, estão recém alcançando os observadores na Terra.

Medição: A recente sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) mediu com precisão essas anisotropias através de todo o céu até escalas angulares de 0,2 graus. Elas podem ser utilizadas para estimar os parâmetros do modelo padrão Lambda-CDM do Big Bang. Algumas informações, como a forma do universo, podem ser obtidas diretamente da radiação cósmica de fundo, enquanto outras, como a constante de Hubble, não são evidentes e precisam ser inferidas de outras medidas.

Relação com a formação de matéria: O Universo é homogêneo e isotrópico em escalas suficientemente largas e sendo estudado em detalhes nos últimos anos e verificado com base em resultados de diversos levantamentos de distâncias de galáxias. A homogeneidade e isotropia do Universo começam a ser verificadas a partir de distâncias da ordem de 100 megaparsecs (3,08×1026 cm, que equivalem a três bilhões de trilhões de quilômetros). Até distâncias dessa ordem ainda são observados diversos tipos de estrutura, tais como vazias paredes e estruturas filamentares. Desse ponto até o ponto onde se formou a radiação cósmica de fundo (~ 3000 megaparsecs, equivalentes a 100 bilhões de trilhões de quilômetros), essa região é conhecida como a Superfície de último Espalhamento, existe uma lacuna de informações, mas cálculos teóricos sugerem que esse foi o intervalo de tempo necessário para que perturbações gravitacionais evoluíssem nas primeiras galáxias do Universo. A existência da radiação cósmica de fundo em microondas, a abundância de determinados elementos químicos leves (hidrogênio, deutério, hélio e lítio) e a observação da velocidade relativa de afastamento de galáxias distantes (descoberta por E. Hubble, em 1929), que são fatos observacionais e servem como base do modelo cosmológico padrão. O cenário previsto pelo modelo cosmológico padrão, sugere que o universo explodiu há cerca de 10-20 bilhões de anos, a partir de um estado de densidade, temperatura e pressão infinitas. A partir do instante zero, Big Bang, o universo começou a expandir-se e resfriar-se. Até aproximadamente 0,01 segundo, após a tal explosão, a temperatura era muito alta e havia formação e aniquilação incessante de pares de partículas elementares. Após a temperatura cair para valores abaixo de um bilhão de K, a produção e aniquilação de pares e as reações nucleares cessaram, deixando como resultado elétrons, prótons e nêutrons, e também neutrinos e fótons.A combinação de prótons e nêutrons deu origem aos primeiros elementos químicos formados no universo: hidrogênio, deutério, hélio e lítio. Com o universo em expansão e conseqüente resfriamento, a temperatura atingiu o valor de 3000 K, 300 mil anos após a explosão. Nesse momento, prótons e elétrons, que estavam livres, começaram a combinar-se para formar átomos de hidrogênio e o plasma de matéria e radiação deixou de existir. Com a combinação, o processo de interação entre fótons e elétrons, conhecido como espalhamento Thomson, tornou-se insignificante e o universo tornou-se transparente à radiação. A trajetória de um fóton, que antes era limitada devido às colisões sucessivas com os elétrons livres, passou a ser da mesma ordem de grandeza do universo. Devido ao processo de expansão, a temperatura dos fótons da radiação cósmica fundo está decrescendo proporcionalmente à taxa de expansão, mas mantendo exatamente as suas características. Observasse essa radiação, a uma temperatura de 2,725 K. Como a variação de temperatura é inversamente proporcional à taxa de expansão, pode-se estimar que o universo hoje seja mil vezes maior que na época da recombinação. Por outro lado, a partir dessa época a matéria estava livre para condensar-se em estruturas que evoluíram nas galáxias que hoje observamos, aumentando a atração gravitacional e o conseqüente colapso de nuvens de gás em galáxias ou grandes aglomerados, dependendo do modelo escolhido para descrever a formação.A formação de estruturas (galáxias, aglomerados e superaglomerados) está diretamente ligada ao entendimento dos processos que ocorreram nos primeiros instantes do universo primordial, ou seja, ele está sujeito ao conhecimento das condições iniciais do universo.
Devido ao estado de equilíbrio termodinâmico em que se encontravam matéria e radiação nesse período, e à uniformidade da radiação cósmica de fundo, sabemos que a matéria, até separar-se do campo de radiação, deveria estar uniformemente distribuída, do mesmo modo que a radiação. A principal fonte de informações sobre os instantes em que a matéria se separou do campo de radiação é a radiação cósmica fundo. As flutuações na distribuição de matéria evoluíram para formar as galáxias e aglomerados hoje vistos no céu, e a “marca”, das flutuações de matéria foram impressas na radiação cósmica de fundo, dando origem às flutuações de temperatura estudadas pelos cosmólogos atualmente.

Como foi descoberto: Em 1948 a radiação cósmica de fundo foi prevista por três cientistas da universidade de Princeton, George Gamov, Ralph Alpher e Robert Herman, após o físico Fred Hoyle dizer que se o big bang tivesse ocorrido haveria um “fóssil” da explosão. George Gamov, Ralph Alpher e Robert Herman Trabalharam incessantemente para tentar comprovar a teoria do big bang encontrando assim seu “fóssil”. Anos depois, em 1965, Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson, do Bell Telephone Laboratories perto de Holmdel, New Jersey, haviam detectado um ruído na antena utilizada para radiodifusão, após limparem a antena e anotarem rigorosamente as características do ruído, entraram em contato com os três cientistas de Princeton, dizendo que detectaram uma interferência na antena que parecia vir de todo lugar do espaço e que tinha por volta de 2,25 K. A partir daí descobriram que realmente se tratava da radiação cósmica de fundo.

Breve história: A radiação cósmica de fundo foi predita por George Gamov, Ralph Alpher e Robert Herman em 1948. Além disso, Alpher e Herman foram capazes de estimar a temperatura da radiação cósmica de fundo como sendo de 2,25K. Apesar de que existissem diversas estimativas anteriores da temperatura do espaço, essas sofriam de diversos inconvenientes. Primeiramente, elas eram medidas da temperatura ”efetiva” do espaço, e não sugeriam que o espaço fosse repleto com um espectro de Planck térmico; segundo, elas eram dependentes da nossa posição específica na beira da Via Láctea e não sugeriam que a radiação fosse isotrópica. Além disso, elas levariam as predições completamente diferentes se a Terra estivesse localizada em um outro lugar do universo.Os resultados de Gamov não foram amplamente discutidos. No entanto, eles foram redescobertos por Robert Dicke e Yakov Zel’dovich no início da década de 1960. Em 1964, isso incentivou David Todd Wilkinson e Peter Roll, colegas de Dicke na Universidade de Princeton, a começar a construção de um radiômetro Dicke a fim de medir a radiação cósmica de fundo. R. H. Dicke, “The measurement of thermal radiation at microwave frequencies”, ”Rev. Sci. Instrum.” ”’17”’, 268 (1946). Esse design básico para um radiômetro foi utilizado na maioria das experiências posteriores implicando a radiação cósmica de fundo. Em 1965, Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson, do Bell Telephone Laboratories perto de Holmdel, New Jersey, construíram um radiômetro Dicke que pretendiam utilizar para experiências de radioastronomia e comunicação via satélite. O instrumento deles tinha um ruído térmico excessivo de 2,5K que eles não podiam explicar, e após diversos testes Penzias se deu finalmente conta que aquele ruído nada mais era do que a radiação cósmica de fundo predita por Gamov, Alpher e Herman e mais tarde por Dicke. Após receber um telefonema de Penzias, Dicke disse a famosa frase: “Gente, nos passaram para trás”. (”Boys, we’ve been scooped”). Uma reunião entre as equipes de Princeton e Holmdel determinou que o ruído da antena fosse devido efetivamente à radiação cósmica de fundo. Penzias e Wilson receberam o Prêmio Nobel de Física de 1978 pela descoberta.A interpretação da radiação cósmica de fundo foi um assunto controverso nos anos 1960, com alguns defensores da teoria do estado estacionário argumentando que a radiação de fundo era o resultado da difusão de luz estelar de outras galáxias. Usando esse modelo, e baseando-se no estudo de características da linha de absorção no espectro de estrelas, o astrônomo Andrew McKellar escreveu em 1941: “Pode-se calcular que a temperatura ”rotacional” do espaço interestelar é de 2K. No entanto, durante a década de 1970, o consenso foi estabelecido que a radiação cósmica de fundo é um resquício do Big Bang. Isso ocorreu principalmente porque novas medidas em uma gama de freqüências mostraram que o espectro era um espectro térmico, de corpo negro, um resultado que o modelo de estado estacionário foi incapaz de reproduzir. Harrison, Peebles e Yu, e Zel’dovich deramse conta que o universo primordial deveria ter heterogeneidades a nível de 10-4 ou 10-5. Rashid Sunyaev mais tarde calculou a marca observável que essas heterogeneidades teriam na radiação cósmica de fundo. Enquanto esta é a primeira publicação a discutir a marca observável das heterogeneidades de densidade como anisotropias na radiação cósmica de fundo, parte do trabalho de base baseava-se em Peebles e Yu. Limites crescentes na anisotropia da radiação cósmica de fundo foram colocados através de experiências, mas a anisotropia foi detectada pela primeira vez pelo ”Differential Microwave Radiometer” (Radiômetro de microondas diferencial) do satélite COBE. Inspiradas pelos resultados obtidos pelo COBE, uma série de experiências de solo e baseadas em balões mediram as anisotropias da radiação cósmica de fundo em escalas angulares inferiores ao longo da década seguinte. O objetivo principal dessas experiências era medir a escala do primeiro pico acústico, que COBE não tinha resolução suficiente para resolver. O primeiro pico na anisotropia foi detectado por tentativas pela experiência Toco e o resultado foi confirmado pelos experimentos boomerang e maxima. Essas medidas demonstraram que o universo é plano e foram capazes de indicar a teoria de string cósmico como uma teoria de formação da estrutura cósmica, e sugeriu que a Inflação cósmica é a teoria correta de formação estrutural.O segundo pico foi detectado por tentativas por diversas experiências antes de ser definitivamente detectado pelo WMAP, que também detectou por tentativas o terceiro pico. A polarização da radiação cósmica de fundo foi primeiramente descoberta pelo ”Degree Angular Scale Interferometer” (DASI). Várias experiências para melhorar as medidas da polarização da radiação cósmica de fundo em pequenas escalas angulares estão em andamento. Estas incluem DASI, WMAP, boomerang e o ”Cosmic Background Imager”. Outras experiências incluem a sonda Planck, o Telescópio cosmológico de Atacama e o Telescópio do Pólo Sul.

[Autor: Thiago M. Guimarães]