GÊNESE DOS ELEMENTOS QUÍMICOS

                             as nuvens de gás contraíram-se formando as protoestrelas

A NUCLEOSSÍNTESE ESTELAR

A maior parte dos elementos químicos que podemos observar é originada em processos que ocorrem no interior das estrelas, ou seja, processos de nucleossíntese estelar, em que a transformação de um elemento em outro é um subproduto da geração de energia nas estrelas. De maneira geral podemos subdividir esses processos em duas classes, a nucleossíntese quiescente, nucleossíntese explosiva, que ocorre somente nos estágios finais de estrelas de grande massa ou estrelas em sistemas binários, em explosões de supernovas. caracterizada pelas reações nucleares que ocorrem durante a vida de todas as estrelas, e a Os processos de nucleossíntese quiescente correspondem a uma queima nuclear hidrostática, isto é, ocorrem enquanto a estrela está em equilíbrio hidrostático, quando o peso das camadas superiores é equilibrado pela pressão do gás nas camadas inferiores, onde ocorrem as reações nucleares. Nessa fase, com duração de vários bilhões de anos para estrelas com massas próximas à do Sol, as dimensões e a temperatura superficial das estrelas praticamente não se alteram. Estrelas mais massivas, cujas massas são superiores a dez vezes a massa do Sol, aproximadamente, consomem seu combustível nuclear muito mais rapidamente, e têm uma duração muito menor do que as de menor massa. Nesse caso, o colapso causado pelo esgotamento do combustível nuclear é extremamente violento, gerando uma intensa instabilidade e uma explosão que ejeta as camadas mais externas da estrela ou mesmo toda ela. A energia gerada nesta explosão é extremamente alta, tipicamente 10**42 a 10**44 J, sendo suficiente para produzir as reações nucleares que dão origem aos elementos mais pesados que o Fe e outros elementos, inclusive alguns formados também pelo processo quiescente. Estrelas isoladas precisam ter massas acima de dez massas solares, aproximadamente, para sofrer o colapso que leva ao processo explosivo. No caso de sistemas binários, o processo pode acontecer com estrelas menos massivas. Parte da massa de uma das estrelas é transferida para a outra, geralmente uma estrela colapsada, formando um disco de acréscimo, onde a matéria é precipitada violentamente, causando a explosão do objeto colapsado. Note-se que os eventos catastróficos que dão origem aos elementos mais pesados que o 56Fe devem ser pouco frequentes, uma vez que a abundância cósmica desses elementos é muito mais baixa que a dos elementos do grupo do ferro, onde o número atômico Z está próximo de 26. Isto pode ser visto na figura 1, e sua explicação é dada pela existência de um número pequeno de estrelas de grande massa relativamente às estrelas com massas próximas da massa solar.

QUEIMA DE H

O processo mais simples de nucleossíntese quiescente é a queima de H com a formação de 4He, que pode ocorrer por meio da cadeia próton-próton ou do ciclo CNO. A cadeia próton-próton ocorre em estrelas com temperaturas centrais da ordem de 10**7 K, aproximadamente, suficientemente altas para que a energia cinética dos prótons possa ultrapassar a barreira coulombiana de potencial repulsivo que existe entre eles. São necessários quatro prótons para cada núcleo de 4He produzido, gerando energia, pósitrons e neutrinos no processo. É o processo padrão nas estrelas de baixa massa, e está ocorrendo no Sol há cerca de 4 bilhões de anos, sendo, em última análise, responsável pela luminosidade solar. Um exemplo das reações da cadeia próton-próton é:






.

A matéria das protoestrelas continua a contrair-se, devido à gravidade, provocando aquecimento e, quando a temperatura no seu interior atinge os 10 a 15 milhões de graus kelvin, inicia-se a fusão nuclear do hidrogénio em hélio-4 e a estrela começa a brilhar.

As quantidades de energia libertadas intensificam a agitação das partículas, originando forças de pressão que tendem a expandir a matéria estelar, o que contraria a gravidade que tende a comprimi-la. Este é o equilíbrio no qual a estrela se mantém durante a maior parte da sua vida – fase principal da vida da estrela.

A duração desta fase depende da massa inicial da estrela. As estrelas mais maciças queimam mais rapidamente o hidrogénio porque necessitam de maior quantidade de energia para equilibrar a contracção gravitacional, sendo, por isso, mais elevada a sua temperatura.

Quando todo o hidrogénio se transforma em hélio, as forças que contrariam a força da gravidade deixam de existir, o que implica a contracção do núcleo da estrela.

Esta contracção reaquece o núcleo da estrela, aumentando a temperatura duma forma tal que é suficiente para permitir novas reacções de fusão.

        E = 6,42 x 10¹⁰ J/g de carbono produzido

E = 7,8 x 10¹⁰ J/g de oxigénio produzido

Ocorre a expansão da camada exterior da estrela, onde não ocorre fusão, rica em hidrogénio, diminuindo a temperatura da parte mais superficial da estrela, que assume uma cor avermelhada, estrela gigante vermelha – fase de gigante vermelha.

• no núcleo da estrela ocorre a fusão do hélio em carbono e oxigénio

• na camada fina que envolve o núcleo continua a ocorrer a fusão do hidrogénio em hélio

• a camada exterior expande-se, ganhando cor vermelha

A fase seguinte depende da massa inicial da estrela.

M_estrela £ 8 M₀

• ejecção de um vento rápido de matéria e energia para o exterior (nova), formando uma nebulosa planetária
• estrela
anã branca – resíduo estelar de estrelas com massa inicial M £ 8 M₀
• contracção do núcleo da estrela, devido à gravidade, com aumento de temperatura e densidade
• núcleos e electrões exercem uns sobre os outros forças de pressão cada vez maiores
• equilíbrio entre estas forças de pressão e a força da gravidade
• arrefecimento progressivo até se transformar numa anã castanha e numa anã negra

M_estrela > 8 M₀

•  

  fusão do carbono em néon e magnésio  e do oxigénio em silício e enxofre   nova contracção do núcleo da estrela   fusão do silício e do enxofre em ferro   reacções nucleares nas camadas exteriores   expansão das camadas exteriores devido à energia propagada do interior   fase de estrela supergigante vermelha

• paragem das reacções nucleares
• energia libertada no núcleo não é suficiente para provocar a fusão do ferro
• colapso rápido do núcleo de ferro da estrela, devido à gravidade
• libertação de gigantescas quantidades de energia, que aquecem brutalmente as camadas exteriores, aquecendo-as e empurrando-as para o espaço, a velocidade elevada (supernova)
• novas reacções nucleares, no envelope gasoso, em expansão, onde se produzem os elementos mais pesados, do ferro ao urânio

M_estrela < 25 M₀

• compressão cada vez maior do resíduo estelar, o que leva à desagregação dos núcleos, por colisão
• transformação dos protões em neutrões, dando origem a uma
estrela de neutrões ou pulsar
• equilíbrio entre as forças de pressão dos neutrões e a força da gravidade

M_estrela > 25 M₀

• o resíduo estelar torna-se ainda mais denso que a estrela de neutrões
• a força da gravidade é tão elevada que nenhuma força interior consegue compensar
• nada escapa, nem mesmo a luz –
buraco negro

Nucleossíntese interestelar

• raios cósmicos, protões e/ou electrões de grande energia cinética, provenientes de supernovas e outros fenómenos cósmicos, colidem com elementos existentes no espaço interestelar, dividindo e originando elementos leves, inexistentes na nucleossíntese primordial e na nucleossíntese estelar, o lítio-6, o berílio e o boro, completando a formação dos elementos químicos
• "somos feitos de matéria cósmica, somos poeiras de estrelas"
• "somos irmãos das rochas e primos das estrelas"

• Abundâncias relativas dos elementos no Universo
  • o elemento mais abundante no Universo é o hidrogénio, com cerca de 90 % em número de átomos
  • o hélio é o segundo elemento mais abundante no Universo, com cerca de 8 % em número de átomos
  • seguem-se em abundância, os seguintes elementos: oxigénio, carbono, néon, azoto, magnésio, silício, ferro e enxofre
  • os elementos mais pesados aparecem em quantidades mínimas, elementos vestigiais
  is pesados aparecem quantid
•  

• Nucleossíntese Estelar

  Conjunto de reações termonucleares que ocorrem na região central das estrelas e que são responsáveis pela transformação dos elementos químicos. Em estrelas do tipo solar, por exemplo, ainda na sequência principal o processo se inicia com a cadeia PP1 na qual dois prótons se fundem dando origem a um núcleo de deutério e um pósitron.
  
  Os pósitrons e elétrons se combinam gerando fótons energéticos que retornam ao meio.
  
  No terceiro estágio os núcleons de deutério e hidrogênio se fundem formando o hélio-3.
  
  Finalmente os núcleos de He-3 se combinam dando origem ao He-4 que é estável.
  
  ades mínimas, elementos vestigiais
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•  Fonte:
•  http://profs.ccems.pt/PauloPortugal/CFQ/Arq
• uitectura_U&USPnUSPiverso/
• USP
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BERÇÁRIO ESTELAR

Berçário Estelar na Nebulosa de Órion

Os Astrônomos têm virado seus olhos para analisar um grupo aquecido de estrelas jovens, acompanhando seu movimento como se fossem paparazzi cósmicos. Recentemente, o Telescópio Espacial Spitzer da NASA capturou uma nova imagem em infravermelho que mostra a agitada maternidade estelar da Nebulosa de Órion, situada na espada do caçador da constelação de mesmo nome. Assim como as estrelas de Hollywood, estes corpos celestes não brilham sempre na sua plenitude, mas variam sua luminosidade ao longo do tempo. O Spitzer está observando este espetáculo cósmico, ajudando aos cientistas na busca do conhecimento sobre as razões das estrelas mudarem e no entendimento sobre os papéis na formação planetária.

                      Spitzer está acompanhando uma zona específica do berçário estelar na Nebulosa de Órion.

“Este é um projeto de exploração. Nunca havia sido realizado antes, em um comprimento de onda sensível ao calor da poeira que circunda tais estrelas,” afirmou John Stauffer, o cientista líder desta pesquisa elaborada pelo Centro Científico Spitzer da NASA, localizado no Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech), em Pasadena, EUA. “Estamos observando diversas variações, as quais podem ser um resultado dos aglomerados ou das estruturas deformadas nos discos de formação planetária.”

Esta nova imagem foi capturada depois do Spitzer ter ficado sem seu líquido refrigerante, em maio de 2009, ou seja, após o início de sua missão entendida “no quente”. Este líquido refrigerante era usado para esfriar os instrumentos, mas os dois canais infravermelhos de comprimento de onda mais curto ainda tem a capacidade de funcionar regularmente na mais “amena” temperatura de 30º K (-243º C). Agora, nesta no etapa da sua vida, o Spitzer é capaz de passar mais tempo em projetos que cobrem uma área mais abrangente do céu e que necessita de um maior tempo de exposição para atingir os resultados.

Um desses projetos da nova etapa da missão Spitzer é o programa de acompanhamento da “Variabilidade de Objetos Estelares Jovens”, no qual o Spitzer observa repetidamente a mesma zona da Nebulosa de Órion (M42), monitorando rotineiramente o mesmo conjunto de aproximadamente 1.500 estrelas variáveis ao longo do tempo. Neste programa o Spitzer já registrou cerca de 80 imagens desta região da nebulosa ao longo de 40 dias de observações. Está planejada a realização de um segundo conjunto de observações no segundo semestre de 2010, a partir de setembro. As estrelas cintilantes desta região têm cerca de ‘apenas’ um milhão de anos, idade esta que é considerada muito jovem para estrelas, nas escalas cósmicas. Devemos lembrar que nosso Sol, apresenta uma idade de cerca de 4,6 bilhões de anos.

Manchas estelares abundantes

Usualmente, estrelas jovens são instáveis, com níveis de brilho que variam de intensidade muito mais do que as estrelas mais velhas, como o Sol. Além disso, estrelas jovens também giram mais depressa. Por isto, uma das razões para os níveis altos e baixos verificados nos seus brilhos está associada com a existência de manchas estelares mais frias em suas superfícies. Diferentemente do que se possa imaginar, nas estrelas mais jovens a quantidade de manchas estelares é bem maior que as que proliferam na superfície de estrelas mais velhas. As manchas estelares frias aparecem e desaparecem à medida que a estrela jovem gira em torno do seu eixo, mudando a quantidade de luz que chega aos nossos telescópios, daí estas estrelas serem classificadas como variáveis.

O brilho estelar pode também mudar devido a presença de manchas estelares quentes, provocadas pelo gás do disco de acresção que espirala em queda sobre a estrela.

“Nos anos 50 e 60, os astrônomos já sabiam que as estrelas mais jovens variavam e assim postularam que isto tinha algo a ver com o seu processo de formação”, acrescentou Stauffer. “Mais tarde, graças a uso de melhores tecnologias, pudemos entender e aprender mais sobre o papel das manchas estelares.”

Discos protoplanetários enviesados

O Sptizer é particularmente ajustado para estudar ainda outra razão de porque estas estrelas sofrem contínuas mudanças. O olho infravermelho do Spitzer pode vislumbrar os discos de poeira aquecidos que as orbitam. Estes discos são à base da eventual aglomeração e formação planetária em novos sistemas. Quando os discos são jovens, podem ter assimetrias, possivelmente provocadas pela formação planetária ou perturbações gravitacionais de proto-planetas. À medida que os discos enviesados circulam uma estrela jovem, estes também bloqueiam quantidades diferentes da luz estelar.

Ao recolher mais dados sobre estes discos disformes que circulam as estrelas jovens, Stauffer e a sua equipe esperam aprender mais sobre o desenvolvimento dos sistemas estelares e o drama contínuo da formação de planetas em uma grande família estelar.

Telescópio mostra detalhes de berçário de estrelas

E para voltar, olha só o que o observatório Gemini andou aprontando. Esta é uma imagem da região de M42, a Nebulosa de Órion. Ela é o berçário de estrelas de alta massa mais próximo de nós, está uns 1.500 anos luz de distância e por isso ela é incessantemente estudada.

Esta imagem mostra em detalhes bolhas de gás que foram disparadas violentamente da região por causa da presença de estrelas de alta massa. Essas bolhas têm o tamanho da órbita de Plutão e estão a uma velocidade de 400 quilômetros por segundo (mais de mil vezes a velocidade do som). A “cauda” que as acompanham (também chamada de dedos) tem em torno de um ano luz de comprimento.

Essas bolhas hipersônicas foram descobertas em 1983 e só em 1992 imagens obtidas no infravermelho mostraram que elas foram disparadas violentamente de dentro da nebulosa. Esta imagem, todavia, foi obtida recentemente pelo telescópio Gemini Norte com o uso de um instrumento especial chamado Altair. Este instrumento possui um canhão laser de alta potência que dispara um feixe na direção do alvo estudado (mas não exatamente em cima!). Este laser excita uma camada de gás sódio a uns 90 km de altitude que brilha como uma estrela artificial. Esta estrela é então imageada por sensores no telescópio que medem a distorção provocada pela atmosfera.

Estas distorções são originárias da turbulência da alta atmosfera e deixam as imagens borradas. São compensadas em tempo real. Esta técnica chama-se óptica adaptativa e faz com que as imagens finais sejam tão boas (às vezes até melhores) que as imagens do Hubble, que está acima da atmosfera.

As bolhas em Órion, aparecem como a parte azul na ponta dos “dedos”. Essa cor azul vem da emissão de ferro presente no gás e que foi aquecido a uns 5.000 graus Celsius pelo choque no impacto entre o gás ejetado e o meio interestelar. Já a coloração alaranjada nas bordas dos dedos vem das moléculas de hidrogênio que são aquecidas a 2.000 graus Celsius.

Estas bolhas são relativamente jovens, devem ter menos de mil anos desde sua ejeção e ainda não têm uma explicação razoável de como elas foram criadas.

Fonte:G1

O berçário estelar da Nebulosa Carina

 

 Esta montanha escarpada envolta por nuvens espessas parece uma paisagem bizarra do Tolkien, O Senhor dos Anéis ". Esse pilar de gás e poeira, tem 3 anos-luz de altura, e está sendo devorado pela luz de estrelas brilhantes bem próximas. O pilar também está sendo atacado por dentro, por uma estrela-bebê enterrada dentro dela, disparando jatos de gás que podem ser vistos no pico danebulosa. 

O pontos cor-de-rosa, são estrelas que já se libertaram da nebulosa. Esta turbulenta poeira cósmica, faz parte de um berçário estelar na Nebulosa Carina, 7.500 anos-luz de distância na constelação de Carina. A nebulosa nasceu a três milhões de anos atrás, quando a primeira geração de estrelas condensadas acendeu em meio a uma gigante e fria nuvem de hidrogênio. A nebulosa de Carina contém cerca de uma dúzia de astros com uma massa 50 ou 100 vezes maior do que a do Sol. 

Uma arrasadora radiação e ventos rápidos (fluxos de partículas carregadas) de estrelas quentes recém-nascidas na nebulosa estão moldando e comprimindo a coluna, formando novas estrelas dentro dele. Longas correntes de gás podem ser vistos atirados em direções opostas a partir do pedestal na parte superior da imagem. Outro par de jatos é visível no outro pico, perto do centro da imagem. Estes jatos são causados pelo nascimento de estrelas. 

O nome técnico dos jatos emitidos pela estrela é Herbig-Haro. Como uma estrela cria um Herbig-Haro ainda está em discussão mas suspeita-se que envolva um disco de acreção girando em volta de uma estrela central. O "Hubble Wide Field Camera 3" observou o pilar dias 1 e 2 de Fevereiro de 2010. As cores desta imagem correspondem ao brilho do oxigênio (azul), hidrogênio e nitrogênio (verde) e enxofre (vermelho). A imagem marca o 20° aniversário do lançamento do Hubble.

Créditos: Hubble

Hubble captura espetacular berçário de estrelas

A NGC 2467 foi descoberta no século XIX e está situada na constelação Popa (Puppis), que representa a popa do lendário navio Argo de Jasão, da mitologia grega. A região está a cerca de 13.000 anos-luz da Terra.[Imagem: NASA/ESA/Orsola De Marco]

Nuvens cósmicas

O telescópio Hubble capturou esta imagem com uma definição impressionante da região conhecida como "berço de estrelas" NGC 2467. Nuvens de poeira interestelar de formatos irregulares são recortadas contra um fundo colorido de gás brilhante.

Os astrônomos acreditam que a maioria da radiação responsável pela "iluminação" dessas nuvens, que estão ao fundo das inúmeras estrelas azuis, vem da estrela gigante que está no centro da imagem.

Berçário de estrelas

A região de formação de estrelas NGC 2467 é uma enorme nuvem de gás - principalmente hidrogênio - que serve como uma incubadora de novas estrelas.

Algumas destas estrelas jovens emergiram de nuvens densas existentes anteriormente, no meio das quais elas nasceram . Muitas outras ainda devem estar ocultas nas nuvens interestelares vistas ao fundo.

As estrelas jovens e quentes estão emitindo a forte radiação ultravioleta que está fazendo toda a cena brilhar. Embora seja responsável por esculpir o belíssimo cenário, essa radiação aos poucos vai corroendo as nuvens de gás.

Composição química das galáxias

Uma das regiões mais conhecidas de formação de estrelas é a Nebulosa de Órion, que pode ser vista a olho nu. A NGC 2467 é uma região similar, mas muito mais distante.

A NGC 2467 foi descoberta no século XIX e está situada na constelação Popa (Puppis), que representa a popa do lendário navio Argo de Jasão, da mitologia grega. A região está a cerca de 13.000 anos-luz da Terra. Esses berçários estelares podem ser vistos a distâncias consideráveis do Universo, e seu estudo é importante para determinar a composição química de outras galáxias.

Algumas galáxias contêm grandes regiões de formação estelar, que podem conter dezenas de milhares de estrelas. 

Outro exemplo dramático é a constelação de Dourado, na Grande Nuvem de Magalhães onde, recentemente, o Hubble fotografou uma estrela em disparada a 400 mil km/h.

Fonte:Inovação Tecnológica

Espaço vazio em berçário de estrelas surpreende cientistas

O telescópio espacial Herschel fez uma descoberta inesperada - um pedaço de espaço vazio no espaço. Segundo nota da Agência Espacial Europeia (ESA), o trecho de vácuo oferece a cientistas um vislumbre das etapas finais do processo de formação de estrelas.

                    NGC 1999 é a nuvem esverdeada no alto. A mancha escura à direita é o espaço vazio. ESA

Estrelas nascem em grandes nuvens de poeira e gás, que são estudadas por telescópios como o Herschel. Embora jatos e ventos de gás já tenham sido observados partindo de estrelas jovens, pesquisadores ainda não sabem como eles funcionam para expulsar o material que cerca a estrela, permitindo que o novo astro surja de sua nuvem natal. 

O espaço vazio detectado pelo Herschel pode representar uma estágio inesperado desse processo. Uma nuvem de gás brilhante conhecida como NGC 1999 fica localizada junto a um trecho escuro de céu. Astrônomos sabem que a maioria desses trechos são nuvens densas de material que impede a passagem de luz.

Quando o Herschel olhou na direção desse pedaço de céu negro, ele continuou escuro - mas o telescópio, que capta radiação infravermelha, deveria ter sido capaz de enxergar através de uma nuvem de material escuro. Segundo os pesquisadores envolvidos no estudo, ou a nuvem tinha uma densidade extraordinária ou alguma outra coisa estava errada.

Complementando a investigação com telescópios baseados no solo, os astrônomos concluíram que o trecho não parece excepcionalmente escuro por conter um material misterioso, mas por estar, de fato, vazio. Alguma coisa abriu um buraco no meio da nuvem.

Os pesquisadores acreditam que o buraco deve ter sido aberto quando jatos estreitos de gás de estrelas jovens da região perfuraram a camada de poeira que forma NGC 1999. A radiação de uma estrela adulta próxima também, pode ter ajudado a limpar a área.

Fonte: estadao.com.br

Creditos:NASA/Spitzer

Space.com

ÓRION - A bela Constelação

Órion

Henrique Di Lorenzo Pires 

(Monitor UFMG/Frei Rosário)

Introdução

            Nesses últimos tempos estivemos observando muitas coisas interessantes pelo céu afora. Mas parece que o catálogo de atrações celestes é infinito. Pudera! Quantos astrônomos na antiguidade dedicaram uma vida inteira vasculhando os céus e mesmo assim perderam muitos dos grandes espetáculos protagonizados pelos astros. Hoje estamos munidos de instrumentos poderosos, que nos permite ir mais longe, dissecar minuciosamente cada detalhe do imenso palco estelar! Não somente eles, mas qualquer astrônomo está destinado à mesma sorte: a astronomia é um dos poucos ramos da ciência em que descobertas surpreendentes, fotos admiráveis ou dados curiosos são divulgados a todo o momento.

          

            Órion, o caçador, de acordo com a mitologia grega, desempenhou um papel importante para as civilizações antigas. Sua posição no céu ao longo do ano era um prenúncio das mudanças climáticas que estavam por vir.  Quando se observava Órion nascer durante o amanhecer, era um sinal que o verão houvera chegado. Seu nascimento no início da noite anunciava o inverno, e à meia-noite indicava época da colheita de uvas. Essas observações foram feitas por civilizações do hemisfério norte. Para o hemisfério sul vale o contrário. No meio de dezembro Órion estará nascendo para nós (no leste) após o crepúsculo. O que isso pode nos indicar? Isso mesmo! Preparem-se para o verão!

 

O caçador Órion

RELATIVIDADE DE EINSTEIN - Em escala humana

Relatividade de Einstein é testada em escala humana
 

Baseado em artigo de Laura Ost 

                - 24/09/2010

Os cientistas observaram estes fenômenos fazendo alterações específicas em um dos dois relógios atômicos de alumínio e medindo as diferenças resultantes em relação ao outro relógio usado como parâmetro. [Imagem: Chou et al./Science]

 

A diferença na passagem do tempo para objetos que se deslocam em velocidades diferentes é um dos aspectos mais discutidos e menos compreendidos da Teoria da Relatividade de Einstein.

Dadas as "dimensões sobre-humanas" envolvidas, envolvendo foguetes e gêmeos que viajam em naves espaciais, é difícil explicar o fenômeno e seus efeitos, e gerações de alunos de física têm saído da escola sem serem capazes de explicá-los de forma correta.

E isso apesar desses efeitos fazerem parte do nosso dia-a-dia. Por exemplo, a mudança na velocidade do tempo entre a superfície do planeta e o espaço exige correções constantes para os satélites artificiais da constelação GPS.

Relatividade do tempo

Agora, cientistas do laboratório NIST, nos Estados Unidos, conseguiram pela primeira vez medir o fenômeno em uma escala bem humana, de meros 33 centímetros, eventualmente abrindo caminho para que os estudantes finalmente possam compreendê-lo com mais facilidade.

Com isto, será possível, por exemplo, provar que alguém envelhece mais rapidamente se estiver alguns degraus mais alto na escada - ainda que o efeito seja pequeno demais para ser percebido diretamente por um ser humano.

Mesmo mudar-se para o alto de uma montanha não produziria efeito suficiente para aumentar a expectativa de vida de alguém de maneira significativa - na escala usada pelos cientistas, de 33 centímetros, o efeito da mudança na passagem do tempo acrescentaria cerca de 25 bilionésimos de segundo a alguém que vivesse 80 anos.

O experimento também permitiu que os pesquisadores checassem outro aspecto da relatividade - que o tempo passa mais lentamente quando você se move mais a uma velocidade maior.

Trazido às dimensões humanas, o aparato dispensou as naves espaciais e permitiu a verificação do efeito usando um carro rodando a uma velocidade de 32 quilômetros por hora.

Relógios lógicos quânticos

O detalhe mostra a "armadilha" onde fica aprisionado o íon de alumínio, enquanto James Chin-Wen Chou mostra o aparato necessário para que relógio atômico funcione. [Imagem: NIST]

 

Os cientistas observaram o fenômeno da dilatação do tempo previsto pela Teoria da Relatividade usando dois dos mais precisos relógios atômicos já construídos.

Os dois relógios são quase idênticos e dão seus "tiques" acompanhando as vibrações de um único íon de alumínio - um átomo de alumínio eletricamente carregado. O íon vibra entre dois estados de energia mais de um quatrilhão de vezes por segundo.

Com essa precisão, um dos relógios serve com base, mantendo a marcação do tempo com possibilidade de atrasar um segundo em cerca de 3,7 bilhões de anos. Ele é conectado ao outro por meio de um cabo de fibra óptica. Este segundo relógio é então movimentado para fazer os experimentos.

Esses relógios são também chamados de "relógios lógicos quânticos" porque usam técnicas de tomada de decisão lógica empregadas pelos experimentos de computação quântica. Eles são precisos e estáveis o suficiente para revelar diferenças na medição do tempo que não podiam ser monitoradas até agora.

Os relógios lógicos quânticos funcionam disparando a luz de um laser sobre o íon de alumínio em frequências ópticas, que são maiores do que as frequências de micro-ondas usadas atualmente nos relógios atômicos que estabelecem o padrão de tempo, baseados em átomos de césio.

Teoria da Relatividade em escala humana

Os experimentos focaram dois cenários previstos pela Teoria da Relatividade de Einstein.

No primeiro, quando dois relógios estão sujeitos a forças gravitacionais diferentes, por estarem em diferentes elevações acima da superfície da Terra, o relógio que estiver mais alto experimenta uma força gravitacional menor e, por isto, seus tiques ocorrem a uma velocidade ligeiramente maior - o que equivale a uma passagem mais rápida do tempo em relação ao relógio em posição inferior.

No segundo cenário, quando um observador está se movendo, o tique de um relógio estacionário parecerá durar mais do ponto de vista daquele observador, o que fará com que ele marque o tempo mais lentamente. Ou o oposto, o tique do relógio do observador baterá a uma velocidade ligeiramente menor, fazendo com que o tempo para ele passe mais lentamente em relação ao relógio fixo.

Os cientistas chamam isso de "paradoxo dos gêmeos", porque um gêmeo que viaje em uma nave espacial, ao voltar para casa, estará mais novo do que seu irmão. O fator crucial nesse fenômeno é a aceleração (o aumento e a redução na velocidade) que o gêmeo-astronauta experimenta em sua viagem.

Os cientistas observaram estes fenômenos fazendo alterações específicas em um dos dois relógios atômicos de alumínio e medindo as diferenças resultantes em relação ao outro relógio usado como parâmetro.

Os cientistas colocaram um dos relógios atômicos cerca de trinta centímetros mais alto do que o outro, o suficiente para comprovar os efeitos da teoria da relatividade. [Imagem: Loel Barr/NIST]

 

No primeiro experimento, os cientistas colocaram um dos relógios cerca de trinta centímetros mais alto do que o outro. As medições mostraram exatamente os resultados previstos pela teoria.

Como um relógio atômico é grande e sensível demais para ser colocado no porta-malas de um carro, para fazer o segundo experimento os cientistas fizeram o íon de alumínio - que fica praticamente parado no interior do relógio atômico - se movimentasse para frente para trás, resultando em velocidades equivalentes a um movimento de alguns metros por segundo. De novo, o resultado foi exatamente o previsto pela relatividade.

Relógios atômicos de alumínio

Essas comparações entre relógios superprecisos eventualmente poderão ser úteis em geodésia, a ciência que mede a Terra e seu campo gravitacional, com aplicações em hidrologia e geofísica e, eventualmente, em testes das teorias fundamentais da física usando observatórios espaciais.

Os relógios atômicos de alumínio conseguem detectar os pequenos efeitos da relatividade devido à sua extrema precisão e a um elevado fator "Q", uma quantidade que reflete de forma confiável como o íon absorve e retém a energia óptica ao passar de um nível de energia para outro.

"Nós observamos o maior fator Q já visto em física atômica", disse James Chin-Wen Chou, que coordenou os experimentos. "Você pode pensar nisso como o tempo que um diapasão vibra antes de perder a energia armazenada em sua estrutura ressonante. Nós colocamos o íon oscilando em sincronia com a frequência do laser por cerca de 400 trilhões de ciclos."

Os cientistas esperam que, no futuro, os relógios atômicos ópticos permitam a criação de padrões de medição do tempo 100 vezes mais precisos do que os atuais - veja também Batido recorde mundial do menor tempo já medido.

 Fonte:

Inovação Tecnológica

http://www.inovacaotecnologica.com.br/

COMO NASCE UMA ESTRELA- Novo Fenômeno

Na nuvem molecular CB244 a luz visível é dispersa predominantemente pelos pequenos grãos de poeira no entorno da nuvem (cloushine). A imagem em falsa cor mostra a radiação na faixa do infravermelho próximo refletida por grandes grãos de poeira no interior da nuvem, o novo fenômeno recém-descoberto, coreshine ou brilho nuclear.[Imagem: MPIA]

 

Novo fenômeno astronômico lança luz sobre o nascimento das estrelas

Moisés de Freitas - 06/10/2010

Como nasce uma estrela?

Quando se trata de explicar o nascimento das estrelas, os astrônomos estão literalmente no escuro.

Estrelas se formam nas regiões mais densas de opacas nuvens cósmicas de poeira e gás - as chamadas "nuvens moleculares" - que entram em colapso sob sua própria gravidade. Como resultado, a matéria nessas regiões torna-se cada vez mais densa e mais quente, até que finalmente a fusão nuclear é iniciada: e nasce uma estrela!

Parece suficiente? 

Talvez bom o bastante para um colegial. Mas os astrônomos ainda não conhecem os mecanismos envolvidos, ou seja, como exatamente tudo isso acontece.

No mais das vezes, a explicação terá que ser preenchida com a onipresente expressão "ao longo de milhões de anos", que sempre está à mão para preencher as lacunas das explicações científicas ainda não encontradas. Quando as coisas acontecem "ao longo de milhões de anos", então tudo parece bem para a maioria das pessoas e o espírito científico é anestesiado por algum tempo.

Brilho nuclear

Mas talvez alguma luz esteja começando a surgir no nebuloso mundo das nuvens moleculares.

Laurent Pagani, do Observatório de Paris, na França, e Jürgen Steinacker, do Instituto Max Planck, na Alemanha, descobriram um novo fenômeno astronômico que parece ser comum nessas nuvens, e pode começar a dar explicações para as primeiras fases de formação de estrelas.

O fenômeno - a luz infravermelha que é dispersa por grãos inesperadamente grandes de poeira estelar - foi batizado pelos astrônomos de coreshine, algo como brilho do núcleo, ou brilho nuclear.

O que causa os primeiros movimentos da poeira estelar rumo aos primórdios daquilo que virá a ser um núcleo, que finalmente irá colapsar para dar origem a uma estrela, é algo totalmente desconhecido.

Agora entra em cena o coreshine, o espalhamento de luz no infravermelho médio (que está por todo lado em nossa galáxia) por grãos de poeira grandes, dentro das densas nuvens de poeira cósmica.

A luz espalhada traz informações sobre o tamanho e a densidade das partículas de poeira, a idade da região do núcleo central, a distribuição espacial do gás, a pré-história do material que irá formar os planetas e estrelas e sobre os processos químicos que ocorrem no interior da nuvem.

Coreshine

Depois de estudarem 110 nuvens moleculares, localizadas a distâncias entre 300 e 1.300 anos-luz da Terra, os pesquisadores descobriram que o fenômeno observado pela primeira vez em Fevereiro deste ano, usando dados do Telescópio Spitzer, é na verdade um fenômeno astronômico largamente disseminado.

Cerca de metade dos núcleos das nuvens moleculares apresentam o brilho nuclear.

A ocorrência inesperada de grãos de poeira grandes - onde "grande" significa diâmetros da ordem de um milionésimo de metro - mostra que os grãos começam o seu crescimento mesmo antes do início do colapso da nuvem molecular.

Uma observação de especial interesse ocorreu na constelação de Vela do Sul, na qual o coreshine não está presente. Sabe-se que esta região foi perturbada por diversas explosões estelares, as supernovas.

Steinacker e seus colegas viram nessa ausência um indício de que as supernovas podem destruir os grãos de poeira maiores presentes na região afetada pelas explosões. Ou seja, onde não há coreshine, mas há estrelas, a poeira mais grossa deve ter sido destruída por supernovas.

Parece bom? Parece melhor. Afinal, agora os dados mostram poeira estelar elementar, poeira estelar na faixa dos milionésimos de metro e estrelas. Há mais pontos a serem ligados. E muito trabalho e muitas descobertas a serem feitas.

Fonte:

Inovação Tecnológica

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GRAVIDADE QUÂNTICA EVAPORA DIMENSÕES

Dimensões evaporam-se na gravidade quântica

A emergência das dimensões, segundo as teorias da gravidade quântica. [Imagem: Ambjørn/Jurkiewicz/Loll]

 

Em escalas minúsculas, o espaço 3D com o qual estamos acostumados pode simplesmente deixar de existir, dando lugar a linhas simples, uma espécie de Flatland, o mundo plano vislumbrado na novela de Edwin Abbott, escrita em 1884.

Isso pelo menos é o que acredita Steven Carlip, da Universidade da Califórnia, em Davis, nos Estados Unidos.

Gravidade quântica

Trabalhando em teorias da gravidade quântica, que pretendem unificar a mecânica quântica com a Relatividade Geral, os cientistas perceberam recentemente algo curioso demais para ser uma mera coincidência.

Dentre as várias teorias diferentes que tentam explicar a gravidade quântica, todas preveem o mesmo estranho comportamento em pequenas escalas: campos e partículas começam a se comportar como se o espaço fosse unidimensional.

A observação pode ajudar a unificar a relatividade com a mecânica quântica. "Há algumas estranhas coincidências aqui que podem estar apontando para algo importante," disse Carlip à revista New Scientist.

Ele observou que as teorias produzem resultados semelhantes e trazem uma explicação de como as dimensões podem sumir. "A esperança é que nós possamos usar isso para descobrir o que realmente é a gravidade quântica," diz ele.

Desaparecimento das dimensões

O desaparecimento das dimensões veio à tona pela primeira vez em 2005, em simulações de computador realizadas por Renate Loll, da Universidade de Utrecht, na Holanda. Loll estuda uma teoria da gravidade quântica conhecida como triangulação dinâmica causal.

Ao analisar um parâmetro chamado dimensão espectral, que descreve como as partículas ou os campos afastam-se gradualmente de um determinado ponto - um processo semelhante ao da difusão - Loll descobriu que esse processo acontece rápido demais em escalas de 10^-35 metros, o equivalente ao "comprimento de Planck", a distância em que os efeitos da gravidade quântica se tornam significativos.

Isto pode ser explicado se as partículas estiverem efetivamente se movendo em apenas uma dimensão espacial - quanto menos dimensões estiverem disponíveis, menos direções haverão nas quais uma partícula pode se mover e menor será o tempo que ela vai levar para sair de sua posição original.

O que Carlip percebeu é que o mesmo acontece em várias outras teorias que tentam explicar a gravitação quântica e mesmo em uma teoria inovadora, lançada em 2009 por Petr Horava, da Universidade da Califórnia, em Berkeley, que altera radicalmente as regras da Relatividade Geral.

E se abordagens tão diversas "esbarram" em algo em comum, esse algo pode de fato ser importante, ou mesmo essencial - uma propriedade da gravidade quântica, por exemplo.

Espuma quântica

Mas como as dimensões podem simplesmente desaparecer?

Carlip sugere que isso pode ser explicado pelo conceito de "espuma quântica", proposto por John Wheeler na década de 1950.

Wheeler sugeriu que as flutuações quânticas alteram a geometria do espaço-tempo, tornando-o instável e heterogêneo em escalas muito pequenas. "Mas isso é uma imagem qualitativa. Ninguém tem qualquer noção de com o que isso realmente se parece," comentou Loll.

Carlip sugere que esta espuma quântica pode se comportar de forma semelhante ao espaço-tempo nas proximidades de uma singularidade, o objeto no centro de um buraco negro. Segundo a Relatividade Geral, a gravidade é tão forte perto de uma singularidade que o espaço-tempo se distorce.

Nestas condições, a luz é tão fortemente curvada que pode levar um tempo infinito para que ela viaje entre dois pontos próximos, o que significa que áreas vizinhas do espaço-tempo tornam-se efetivamente desligados umas das outras, podendo se expandir e contrair de forma independente.

Carlip sugere que essa mesma desconexão pode ocorrer entre as diferentes regiões do espaço quando se olha para as minúsculas escalas da gravidade quântica. Como o espaço poderá se contrair ou expandir mais rapidamente em um ponto do que em outro, as dimensões do espaço podem ficar desconectadas nas escalas de comprimento da gravitação quântica.

Dimensões adicionais

Como resultado, a distâncias e escalas temporais suficientemente curtas, o movimento de uma partícula é dominado por uma única dimensão, ainda que esta dimensão preferencial continue mudando de forma aleatória.

Ou seja, se você esperar o suficiente, ou olhar para escalas de distância maiores, o espaço torna-se efetivamente tridimensional.

É claro que o campo fica aberto para especulações sobre dimensões adicionais em distâncias suficientemente grandes.

Por enquanto, contudo, são só conjecturas, e ainda não há indícios experimentais de que uma espuma quântica de fato exista.

Mas o fato de que um mesmo efeito surja de teorias tão distintas pode ser um sinal de que é melhor nos acostumarmos com a ideia, ainda que não saibamos explicá-la - por enquanto.

 Fonte:

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Com informações da New Scientist - 28/09/2010

ESPIRAL CELESTE MISTERIOSA

 

Hubble descobre uma misteriosa espiral celeste

O material que forma a espiral está se movendo para fora a uma velocidade de cerca de 50.000 quilômetros por hora.[Imagem: NASA, ESA, Hubble, R. Sahai (JPL)]

 

Espiral celestial

Ela é bela, estranha e uma das formas geométricas mais perfeitas já encontradas no espaço.

Os astrônomos agora só têm que descobrir o que ela é. E como ela brilha.

A imagem impressionante, captada pelo Telescópio Hubble, mostra o que parece ser uma espiral fina, com uma regularidade impressionante, enrolando-se ao redor de uma estrela - a estrela propriamente dita, imagina-se, está no centro, escondida pela poeira.

O padrão espiral sugere uma origem regular e periódica, capaz de explicar a criação do formato de uma nebulosa.

O material que forma a espiral está se movendo para fora a uma velocidade de cerca de 50.000 quilômetros por hora. Combinando essa velocidade com a distância entre as camadas, os astrônomos calculam que as diversas camadas da espiral estão separadas umas das outras por cerca de 800 anos.

Nebulosa planetária

Por enquanto, tudo são conjecturas, e somente novas observações mais detalhadas poderão elucidar o mistério. O brilho da espiral, por exemplo, pode ser causado por estrelas vizinhas.

Quanto à própria espiral, a suposição atual é que ela seja o resultado de uma estrela em um sistema estelar binário que está entrando na fase de nebulosa planetária, quando sua atmosfera externa é ejetada.

Dada a taxa de expansão do gás na espiral, uma nova camada deve aparecer a cada 800 anos, uma estreita correspondência com o tempo que leva para as duas estrelas orbitarem uma em torno da outra.

A criação e a formação das nebulosas planetárias é uma das áreas mais interessantes da evolução estelar.

Estrelas com cerca de metade da massa do Sol, até cerca de oito vezes a massa do Sol, não explodem como supernovas no final das suas vidas.

Em vez de uma explosão violenta, seu fim é bem menos dramático, com suas camadas externas "vazando" lentamente para o espaço.

 Fonte:

Redação do Site Inovação Tecnológica - 08/10/2010

OBSERVANDO VÊNUS

Dicas Skywatching: Observando Vênus sem olhar para o Sol

Por Gaherty Geoff Starry Night Educação Enviado: 06 de outubro de 2010 08:24 ET

Vênus é atualmente um dos principais alvos de observação, mas deve ser cuidadoso skywatchers visando telescópios para o planeta brilhante, porque ele está aparecendo perto do sol ao entardecer.
órbita de Vênus está mais próximo do Sol que a Terra, então o planeta passa entre a Terra eo sol uma vez a cada órbita. Isso é conhecido como conjunção inferior (para distingui-lo quando Vênus passa do outro lado do Sol, conhecida como conjunção superior).
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Vênus estava no seu maior esplendor 23 de setembro, e agora está se movendo rapidamente em direção à conjunção inferior 28 de outubro.
Desde que a órbita de Vénus não é exatamente no mesmo plano que a da Terra, que geralmente passa acima ou abaixo do sol em conjunção inferior. Este ano, ele vai passar a seguir o sol.
Além disso, nesta época do ano, o plano da eclíptica é quase paralelo ao horizonte ao entardecer. Como resultado, Venus vai ser muito baixo no céu ocidental no por do sol e, portanto, muito difícil de observar. [Fotos de Vênus cruzando o dom.]
aviso Skywatcher
O truque para a observação de Vênus, nestas condições, não é de esperar até que o sol, mas para observar o planeta, enquanto o sol ainda está acima do horizonte.
Mas, primeiro, um aviso Skywatcher: Observando os objetos enquanto eles estão perto do sol é muito perigoso! Isso é algo que só os observadores mais experientes devem tentar, e eles devem tomar precauções cuidado para evitar a visualização do sol diretamente.
O truque para usar é se posicionar de modo que o sol está segura por trás de um prédio vizinho ou outra obstrução, de modo que não há nenhuma maneira que você pode ver o sol se de sua localização.
No mapa do céu que o acompanha, nós usamos uma das pedras de Stonehenge para bloquear o sol, você provavelmente poderá fazer o mesmo com uma chaminé menos glamoroso ou torre.
Antes de observar a olho nu, você pode encontrar varrendo com binóculos necessário inicialmente localizar Vênus. Usar um programa de planetário para determinar a direção ea distância de Vênus em relação ao sol.
A melhor técnica é utilizar um telescópio equipado com círculos definição exata ou um computador GoTo. Uma vez localizado, Vênus é facilmente visível em um céu de verão azul claro.
Vênus, em outubro do céu
Hoje (06 de outubro) Venus aparece como uma lua crescente em miniatura 14 por cento iluminado. Ele será exibido de 49 segundos de arco em suficiente, de diâmetro maior que a sua crescente pode ser vista em 10x de binóculos.
Um segundo de arco é uma unidade de medição de objetos no céu noturno. Há 60 segundos de arco em um minuto de arco. A lua cheia, por exemplo, é cerca de 1,800 segundos de arco de diâmetro.
É um pouco mais de 30 graus de distância do sol, e muito segura de observar. Para efeito de comparação, a largura do seu punho com o braço esticado cobre cerca de 10 graus do céu.
Durante as próximas semanas Vênus se move sul e oeste de modo que está diretamente sob o sol de 28 de outubro, apenas 1 por cento iluminado e um minuto de arco de diâmetro. Apenas 6 graus de Vênus em separado do sol.
Desde que este é menor que a largura de um campo de visão binocular, é inseguro para tentar observar Vênus tão perto de conjunção.
A questão permanece, como fechar a conjunção de Vênus você pode observar com segurança?
Em 20 de outubro, Vênus será de 15 graus de distância do sol, provavelmente o mais próximo que até mesmo o observador mais experiente e cuidadoso que deseja obter. Não arrisque sua visão, tentando observar Vénus mais perto do Sol do que isso.

Em vez disso, espere até a próxima conjunção inferior de Vênus - 5 de junho de 2012, quando Vênus vai passar realmente na frente do sol, e pode facilmente e com segurança ser observado com um filtro solar padrão.

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Este artigo foi fornecida para SPACE.com 

por Starry Night Educação,
a líder em soluções de espaço currículo de ciências.