Debussy, Clair de lune (Twilight soundtrack? piano music)

FAQ (Frequently Asked Questions) for this video

Q: Where can I get free sheet music for this piece?
A: Here's a copy, thanks to Clint S. Mars:
http://www.musanim.com/pdf/debussyclairdelune.pdf

Q: Can I follow the person who made this video on Twitter?
A: Sure, Stephen Malinowski's Twitter ID is: musanim

Q: Where can I download this song?
A: You can get it at iTunes:
http://tinyurl.com/ad9vnc
or at Amazon:
http://www.amazon.com/Clair-De-Lune-Debussy/dp/B001OIUS90

Q: I wish I could play this piece.
A: You can! If you have a MIDI setup (MIDI keyboard with damper pedal, MIDI piano, and a computer running Windows or Mac OS X), you can play this piece using the conductor program. You need to learn the piece really well, but you don't need to learn to play the piano. The article describing how this works is here
http://www.musanim.com/tapper/
and the software is available here (free)
http://www.musan... mais

 

Nebulosas Planetárias:

O Belo em Detalhe

Nebulosa Planetária Wray 17-1. Crédito: R. Corradi.

 

Foi num artigo publicado em 1785, por Willian Herschel, autor de famosos catálogos de nebulosas planetárias e aglomerados estelares, que as nebulosas planetárias foram assim classificadas pela primeira vez. O nome surgiu porque o seu aspecto recordava os discos esverdeados de alguns planetas e por apresentarem características observacionais distintas dos demais objectos que estudava. Porém, estas não são, em absoluto, planetas nem mesmo nebulosas jovens em processo de condensação para a formação de novas estrelas...

Hoje em dia sabemos que estrelas do tipo solar, no final de suas vidas, desprendem suas camadas mais externas que, pouco a pouco, se expandem e diluem até se confundirem com o meio interestelar, enquanto o resto da estrela segue a sua evolução até se transformar numa anã branca, ou seja num "cadáver estelar". Enfim, apesar do nome que recebem, nebulosas planetárias representam a última fase da evolução da maioria das estrelas -- e também do Sol, dentro de 4.500 milhões de anos.

 

Que são, como são e porque têm este nome

Figura 1: M27, a Dumbbell Nebula (Nebulosa dos Halteres).

Em termos do tamanho projectado no céu, é a maior das nebulosas planetárias, medindo 16 minutos de arco. A cor verde representa a linha de emissão de átomos de oxigénio duas vezes ionizado ([OIII]) e o vermelho indica aquela dos átomos de nitrogénio uma vez ionizado ([NII]) e do hidrogénio (Hα). 

Esta imagem foi obtida com o telescópio de 0.82m IAC80 (situado no Observatorio del Teide). Crédito: The IAC Morphological Catalog of Northern Galactic Planetary Nebulae (Manchado et al. 1996).

 

Uma nebulosa planetária compõem-se por gás e poeira, os quais circundam uma estrela do tipo solar quando esta se encontra nas fases finais de sua evolução. Esta estrela, a estrela central da nebulosa planetária, ilumina a nebulosidade ao seu redor, que por sua vez é observada em todas as zonas do espectro electromagnético, desde rádio até raios-X. Comparadas com as estrelas, que emitem numa banda de luz contínua (luz branca), as nebulosas planetárias emitem sua luz em bandas muito mais estreitas, ou seja, em linhas de emissão (luz discreta com diferentes cores). Devido a esta característica as nebulosas planetárias são facilmente identificadas no céu quando se utiliza um telescópio contendo um prisma, sendo visualizadas como um verdadeiro caleidoscópio. As nebulosas planetárias são "intrinsecamente" tão belas, que as suas imagens observadas com o Hubble Space Telescope estão entre as mais conhecidas pelo público não especializado.

Data de 1764 a primeira vez que se observou uma nebulosa planetária. O observador, Charles Messier, encontrou um objecto nebular que catalogou como M27, hoje conhecida como Dumbbell Nebula (Nebulosa dos Halteres, Figura 1). Esta observação foi seguida por aquela da Nebulosa do Anel (M57, Figura 2), em 1779, por Antoine Darquier. Este último descreveu a Nebulosa do Anel como "pouco brilhante, mas com contornos bem definidos... é tão grande quanto Júpiter, parecendo-se com um planeta ténue". O termo "nebulosa planetária" (NP) foi-lhes atribuído por William Herschel, dadas as suas similaridades com os discos esverdeados de planetas como Úrano e Neptuno, assim separando-as das nebulosas brancas formadas por estrelas, ou seja, das galáxias.

Figura 2: A Ring Nebula (Nebulosa do Anel, M57), um dos objectos celestes mais fotografados. Suas cascas mais externas definem um tamanho de 3,8 minutos de arco (aqui o azul representa a linha de emissão [OIII] e o vermelho [NII]+Hα).

Imagem obtida com o telescópio de 2.56m NOT (situado no Observatorio del Roque de los Muchachos). Crédito: The IAC Morphological Catalog of Northern Galactic Planetary Nebulae (Manchado et al. 1996).

 

Em suma, quando se observa uma NP com baixa resolução espacial, esta parece redonda e poderia assemelhar-se a um planeta, daí este nome tão equivocado. Por outro lado, quando observada com grande resolução espacial, vê-se claramente que estas são constituídas por muitas e variadas estruturas. Estas estruturas (tanto de grande quanto de pequena escala) são o foco do estudo que faremos sobre nebulosas planetárias ao longo deste mês.

Mas, o que são estas estruturas? A Nebulosa do Olho de Gato, por exemplo, situada na constelação do Dragão, compõem-se de uma grande variedade de estruturas simétricas, as quais incluem: um halo filamentar extenso; vários anéis concêntricos; um par de jactos e um complexo conjunto de cascas no seu núcleo (NGC 6543, Figura 3).

Em particular, e para que comecemos a ter em mente algumas das características destas nebulosas, o conjunto de cascas nebulares no coração de NGC 6543 tem uns 1.000 anos de idade. Contornando este núcleo encontram-se uma série de anéis concêntricos (em azul), cada um destes anéis está no limite de uma bolha de gás, em expansão, expulsada pela estrela central em intervalos regulares de uns 1.500 anos, sendo que o primeiro ocorreu há uns 18.000 anos atrás. Já os filamentos mais externos (verdes) datam, no máximo, de há uns 60.000 anos. A massa do material estelar desta nebulosa deve ser similar à massa do Sol.

Figura 3: NGC 6543, a Cat`s Eye Nebula (Nebulosa do Olho do Gato), obtida com o telescópio de 2.56m NOT, por R. Corradi e D. R. Gonçalves (em 2002). A imagem, capta a emissão em [NII] (vermelho) e em [OIII] (verde e azul). 

A dimensão da imagem é de 3,2 x 3 minutos de arco. O processamento da imagem destaca detalhes da parte interna brilhante revelando simultaneamente os ténues anéis concêntricos e o halo filamentar.

Apesar do facto de que especialistas têm dedicado muita atenção às nebulosas planetárias, e também às suas múltiplas estruturas, a complexidade dos detalhes que encontramos nestes objectos continua surpreendendo. Por exemplo, no caso de NGC 6543, que informação sacamos dos filamentos externos? Depois de expulsar séries de bolhas de gás, de forma concêntrica, que efeitos provocaram a ejecção do conjunto de cascas do coração da nebulosa? Que mecanismo é responsável pelos misteriosos jactos que parecem sair dos dois extremos dos arcos elípticos (amarelo brilhante) que rodeiam as cascas (vermelhas) no núcleo da nebulosa?

Ventos estelares

Figura 4: Esquema da vida de uma estrela do tipo solar (adaptação da Figura 7.2 de "Cosmic Butterflies - The Colorful Misteries of Planetary Nebulae" de S. Kwok).

 

Já sabemos que as nebulosas planetárias originam-se no final da vida de estrelas com massas similares àquela do Sol. Agora queremos entender seu processo de formação, ou seja: o que faz com que estas estrelas se transformem em nebulosas planetárias?

O esquema da Figura 4, nos ajudará a responder esta questão. Este diagrama representa a vida das estrelas do tipo solar (proposto por B. Paczynski em 1970). No princípio (canto inferior direito do diagrama) a luminosidade destas estrelas resulta da queima de hidrogénio no núcleo -o que origina o hélio que também entrará em combustão. Estas estrelas passam a maior parte de suas vidas nesta fase de queima nuclear de hidrogénio - quase 10.000 milhões de anos. Quando se acaba o hidrogénio do núcleo, a estrela se expande, transformando-se numa gigante vermelha, ao mesmo tempo que o seu núcleo se contrai. Nesta fase a energia da estrela vem da queima do hidrogénio, não no núcleo, mas numa camada mais externa. Como consequência do facto de que o núcleo se contrai ainda mais, o hélio volta a ser queimado no núcleo e a estrela experimenta mais uma fase de expansão nas camadas externas. Quando a estrela entra no ramo assimptótico das gigantes (AGB) o seu núcleo já não queima hidrogénio nem hélio, e compõe-se do que sobrou das combustões anteriores, ou seja, de carbono e oxigénio. Nesta fase, e por um período de aproximadamente 1 milhão de anos, a estrela continuará seu processo de expansão, ao mesmo tempo que sua luminosidade crescerá, alçando valores de umas 1.000 vezes a luminosidade do Sol. Os ventos estrelares presentes nesta e nas fases imediatamente posteriores das estrelas do tipo solar (ou seja os ventos que ocorrem numa AGB -culminando na expulsão da nebulosa- e numa pós-AGB, englobando as fases AGB, proto planetária e nebulosa planetária, ver esquema) gradualmente expulsam o gás de hidrogénio das camadas mais externas, deixando exposto o núcleo quente. O que sobra dos ventos estelares é a própria nebulosa planetária. Assim, aquela que denominamos a estrela central de uma nebulosa planetária é justamente a estrela da qual estivemos "acompanhando" a evolução. Quando cessa a combustão do hidrogénio nas camadas externas, a estrela perde seu brilho e transforma-se em uma anã branca.

Em síntese, as estrelas do tipo solar, quando chegam às fases finais de suas vidas, expelem grande parte do gás da sua atmosfera, pelo menos em dois episódios distintos de perda de massa. Primeiro, devido ao vento lento de uma estrela no ramo assimptótico das gigantes (ou estrela AGB), cuja velocidade típica é da ordem de 10 km/s, com uma taxa de perda de massa de 10^-5 M_sol/ano. E depois, através do vento rápido, expelido durante a fase imediatamente posterior da estrela central (ou seja, no vento de uma pós-AGB), caracterizado por 10^-7 M_sol/ano e que alcança uma velocidade de até 2.000 km/s. Aqui vale ressaltar que a mais importante das características destes ventos é que eles ocorrem durante o último milhão de anos, de estrelas que vivem, tipicamente, 10.000 milhões de anos.

Figura 5: Esquema da interacção dos ventos estelares que dão origem às nebulosas planetárias (adaptação da Figura 7 de S. Kwok (1994, PASP, 106, 344).

 

A teoria mais aceite para a formação das nebulosas planetárias (NP) é ainda mais recente, proposta por S. Kwok, C. Purton e P. Fitzgerald em 1978 (ver Figura 5). Esta teoria diz que estas são o resultado da interacção dos dois ventos estelares que estamos discutindo: da AGB e da pós-AGB. Seguindo o raciocínio do parágrafo anterior -na fase em que o núcleo da estrela fica exposto- o vento estelar rápido, procedente deste núcleo quente e compacto, varre o material expelido previamente, dando forma à nebulosa. O invólucro desta nebulosa, sua casca, expande-se a uma velocidade de aproximadamente 25 km/s (velocidade esta intermédia entre aquelas dos ventos que precedem e dão origem à NP), é mais denso do que estes ventos estelares, tem temperaturas da ordem de 10.000 K e dura mais ou menos 30.000 anos. Esquematicamente (Figura 5), vê-se claramente como se dá este processo de formação. Ou seja, o gás do vento rápido (pós-AGB), ao expandir-se sobre o material do vento lento (AGB), forma uma frente de choque. Na região mais interna o limite desta frente de choque é o próprio vento rápido, enquanto que o choque externo está delimitado por uma casca densa (devido à acumulação do material varrido pelo vento rápido) que, quando observada no óptico, é a componente mais brilhante de uma nebulosa planetária. Entre os choques interno e externo, encontra-se a bolha quente (somente observável em raios-X). E, por último, o halo compõem-se pelo que resta do vento AGB, e devido à sua baixa densidade quando comparado com a casca, é o componente menos brilhante das NP nas imagens ópticas (ver Figuras 1, 2 e 3).

Toda a explicação do parágrafo anterior diz respeito aos aspectos dinâmicos da formação das NP. Mas, qual é a fonte de sua energia, ou equivalentemente, qual é a fonte do seu brilho? As nebulosas planetárias brilham porque os fotões energéticos (fotões ultravioleta) da estrela central "iluminam" suas cascas e halos, fazendo com que o gás, inicialmente neutro, se ionize e emita a radiação que observamos.

As ideias expostas acima são capazes de explicar satisfatoriamente a formação das NP, não só daquelas esféricas, mas também daquelas cuja casca tem forma elíptica, bipolar, ou com simetria de ponto. Tais ideias também dão conta das propriedades físicas (temperaturas e densidades) e cinemáticas das NP, pelo menos no que diz respeito às suas macro estruturas (cascas e halos). Há, por outro lado, outras componentes das NP que não entendemos tão bem -as suas micro estruturas- cujas características, quando comparadas àquelas das macro estruturas, serão estudadas nos próximos capítulos.

Das macro às micro estruturas

Quanto tentamos identificar as estruturas das nebulosas planetárias vemos que aquelas de maior escala são os halos, que em geral são arredondados. Depois, em escalas intermédas, aparecem as cascas, que podem ser redondas, elípticas, bipolares, com simetria de ponto ou irregulares. Em escalas muito menores, existe uma série de micro estruturas que apresentam morfologias tão variadas como nódulos, filamentos e jactos. A Figura 6 apresenta um esquema das várias estruturas (componentes) das nebulosas planetárias -tanto em grande quanto em pequena escala- e na Figura 7 apresentamos algumas imagens de NP que contêm tais micro estruturas.

Figura 6a - Classificação morfológica das cascas das nebulosas planetárias.

Como mencionado anteriormente, as cascas das NP têm origem na interacção dos ventos. Os halos, por outro lado, provavelmente são compostos pelo gás expulso durante as fases activas da evolução estelar anteriores à compressão da nebulosa (ou seja, por restos do vento lento da AGB). Este gás está, agora, sendo iluminado pelos fotões altamente energéticos da estrela quente, ou seja, da estrela central da nebulosa planetária.

Figura 6b - Simulações numéricas de García-Segura e López (2000), mostrando os diferentes tipos morfológicos de nebulosas planetárias, em alguns casos contendo micro estruturas. Em verde vemos a emissão fotoionizada e em vermelho aquela excitada por choques.

Muitas micro estruturas estão sendo descobertas graças ao uso de telescópios capazes de obter imagens de alta resolução espacial. Por exemplo, as estruturas de pequena escala podem ser facilmente estudadas com o Hubble Space Telescope. Porém outras micro estruturas, como os "ansae" de NGC 7009 (ver Figura 7), são conhecidos já há muito tempo (descobertos por L. Aller em 1936). Recentemente, tais estruturas foram baptizadas com acrónimos como FLIERs (fast, low-ionization emission regions; regiões de emissão rápidas e de baixa ionização), por Balick e colaboradores em 1993; ou BRETs (bipolar, rotating, episodic jets; jactos bipolares episódicos e em rotação); por López e colaboradores em 1995. O interessante deste tipo de acrónimos é que são capazes de descrever algumas das características físicas destas estruturas.

Figura 6c - Esquema dos diferentes tipos de micro estruturas, vistas em pares simétricos ou isoladas com respeito à estrela central.

As micro estruturas têm uma grande variedade de aparências e, além disso, podem deslocar-se com a mesma velocidade do meio que as circunda ou viajar de forma peculiar, ou seja, com velocidades diferenciadas daquela do ambiente. Há três anos desenvolvemos uma classificação detalhada das estruturas de pequena escala das nebulosas planetárias (D.R. Gonçalves, R. Corradi e A. Mampaso, 2001). Neste trabalho relacionamos, pela primeira vez, todas as nebulosas planetárias (umas 50) com micro estruturas, considerando seus tipos morfológicos e cinemáticos, bem como os processos físicos propostos para sua formação (ver http://www.iac.es/galeria/denise/ onde se encontra, actualizada, a lista completa destas NP).

Figura 7a - Pares de Jactos (à esquerda) e Pares de Estruturas Similares a Jactos (à direita). 

Créditos: imagens obtidas com o filtro F555W de NGC 3918, arquivo do Hubble Space Telescope; NGC 7009, Balick et al. (1998); restantes, adaptadas de uma série de artigos publicados por Corradi et al. entre 1997 e 2000, como resultado dos estudos do Grupo de Nebulosas Bipolares do Instituto de Astrofísica de Canárias. Estas foram obtidas em diferentes telescópios, e maioritariamente com a luz do oxigénio duas vezes ionizado ([OIII]) e do nitrogénio uma vez ionizado ([NII]).

Figura 7b - Nódulos ou filamentos em Pares (à esquerda) e Nódulos ou Filamentos Isolados (à direita).  

 Créditos: imagens obtidas com o filtro F555W de NGC 5882, arquivo do Hubble Space Telescope; NGC 6826 e NGC 7662, Balick et al. (1998); NGC 2440 López et al. (1998); restantes, adaptadas de uma série de artigos publicados por Corradi et al. entre 1997 e 2000, como resultado dos estudos do Grupo de Nebulosas Bipolares do Instituto de Astrofísica de Canárias. Estas foram obtidas em diferentes telescópios, e maioritariamente com a luz do oxigénio duas vezes ionizado ([OIII]) e do nitrogénio uma vez ionizado ([NII]).

Então, classificamos as micro estruturas como: i) nódulos ou filamentos em pares simétricos; ii) pares de jactos; iii) pares de estruturas similares a jactos; e iv) nódulos ou filamentos isolados. Os pares de nódulos ou filamentos e aqueles isolados, podem viajar com velocidades maiores ou iguais às velocidades do meio no qual estão inseridos. Em particular, a característica que diferencia os jactos das estruturas similares a jactos é o fato de que os pares de jactos expandem-se supersonicamente, ou seja com velocidades maiores do que aquela do meio. Ao contrário, os pares de estruturas similares a jactos deslocam-se com a mesma velocidade que o meio -ver Figura 7 onde se encontram exemplos de todas as classes de micro estruturas. Além de outros resultados que obtivemos deste estudo, e que estudaremos na próximo capítulo, demonstramos, que as micro estruturas aparecem indistintamente em todos as diferentes classes morfológicas das NP, o que sugere que os processos que culminam na formação das micro estruturas não estão, necessariamente, relacionados àqueles que dão origem às distintas morfologias das nebulosas

Jactos e outras micro estruturas

Figura 8 : Parte interna de NGC 6543. Aqui vemos uma imagem em nitrogénio uma vez ionizado das estruturas internas da nebulosa. O par de jactos é a estrutura mais externa da imagem, que está orientada na direcção Norte-Sul. Crédito: D.R. Gonçalves & R. Corradi (2002).

 

Analisando a parte central da nebulosa do Olho do Gato (NGC 6543) - vide Figuras 3 e 8 - vemos claramente que o par de jactos constitui uma entidade separada do núcleo da nebulosa. De facto, as micro estruturas das nebulosas planetárias habitualmente mostram-se como entidades bem diferenciadas do resto das componentes da nebulosa, não só do ponto de vista morfológico, mas também em termos da luz que emitem. As cascas e os halos brilham, principalmente, na linha de emissão do oxigénio duas vez ionizado ([OIII], verde e azul na Figura 3), enquanto que as micro estruturas são muito mais brilhantes na linha de emissão do nitrogénio uma vez ionizado ([NII], vermelho na Figura 3) e do oxigénio uma vez ionizado ([OII]). Devido a esta propriedade, as micro estruturas também são conhecidas como estruturas de baixa ionização (LIS, ver Figura 7a e 7b).

Conforme comentámos no capítulo anterior, todas as nebulosas planetárias com micro estruturas foram reunidas e, pela primeira vez, classificadas, num trabalho que publicámos recentemente Gonçalves et al. (2001). Nele considerámos tanto os aspectos morfológicos quanto os cinemáticos destas, em contraste com os mesmos aspectos observacionais das nebulosas hospedeiras. Além disto, e nisto reside o principal objectivo desta compilação de dados, contrastamos as previsões de todos os modelos teóricos propostos para a formação das estruturas de pequena escala em NP, com suas características observacionais.

Esta detalhada análise das micro estruturas permitiu-nos descartar claramente alguns dos mecanismos propostos para explicar a origem de diferentes tipos de LIS. Demonstrámos que tanto as velocidades observadas quanto a localização das estruturas isoladas podem ser razoavelmente bem explicadas por condensações originadas no vento lento - ou seja, prévias à compressão da nebulosa propriamente dita - ou por instabilidades locais.

Os modelos para a formação de jactos, propostos até então (interacção dos ventos estudados no cap. 2, com ou sem a inclusão de efeitos magnéticos, e considerando a estrela central única ou parte de um sistema binário) nem sempre são capazes de explicar algumas propriedades básicas dos jactos observados, como suas idades cinemáticas e o ângulo entre o jacto e os eixos de simetria da nebulosa planetária.

Verificámos, também, que os pares de estruturas similares a jactos, caracterizados por velocidades de expansão relativamente baixas (parecidas àquelas do meio no qual se encontram, ou seja, as cascas e os halos das nebulosas planetárias) não podem ser explicadas por nenhum dos modelos existentes.

Os nódulos que aparecem em pares simétricos e opostos, e com baixas velocidades, poderiam ser entendidos como resultando da sobrevivência de condensações (simétricas) formadas no vento lento (fase AGB da estrela central), ou como estruturas que antes tiveram altas velocidades, mas que foram sendo consideravelmente travadas pelo meio circundante.

Figura 9: NGC 7009, a Nebulosa de Saturno (Balick et al. 1998). Este é um protótipo de nebulosa planetária contendo pares de jactos. Note que esta NP está subdividida em muitas e diferentes estruturas: uma casca elíptica grosseira orientada na direcção leste-oeste; dois pares de nódulos, um interno e outro externo; e um par de jactos.

Mais recentemente (Gonçalves et al. 2003), finalizámos a análise das densidades, temperaturas, excitação e composição química de NGC 7009 - a Nebulosa de Saturno - cujos jactos representam o protótipo de pares de jactos em NP (ver Figura 9). Surpreendentemente, os nossos dados observacionais para os jactos e pares de nódulos desta nebulosa não confirmam as densidades, excitações e composições químicas previstas pelos modelos teóricos.

Estes são resultados robustos, e sua importância radica no facto de que nos dizem que não entendemos, em detalhe, nem mesmo as micro estruturas melhor estudadas. Talvez estejamos interpretando erroneamente a informação procedente dos dados observacionais (com respeito às suas formas, velocidades, graus de excitação, composições químicas, etc) ou, talvez, estejamos equivocando-nos quanto aos processos físicos que poderiam explicar sua formação. No entanto, dado que estes processos físicos são basicamente os mesmos que dão origem a outros tipos de jactos astrofísicos (àqueles dos objectos estelares jovens, os jactos extragalácticos, etc) e dado que o tipo de análise observacional que empregamos para as micro estruturas é aquele usualmente utilizado para as nebulosas planetárias, é óbvio que enfrentamos fenómenos bastante complexos. Enfim, compreender como se formam e evoluem as micro estruturas é muito relevante para o completo entendimento da evolução das estrelas similares ao Sol que - como veremos no último capítulo deste estudo - constituem quase a totalidade das estrelas.

 

Resultados mais recentes

Figura 10. Nebulosa planetária K 4-47. Imagem obtida com o Telescópio NOT (ver Corradi et al. 2000). 

 

Conforme discutimos no capítulo anterior, o nosso estudo sobre as micro estruturas das nebulosas planetárias considera os aspectos morfológicos e cinemáticos (Gonçalves et al. 2001) e também aqueles que dizem respeito aos parâmetros físico-quimícos e de excitação (Gonçalves et al. 2003). No entanto ainda existem dúvidas importantes a respeito da época e dos mecanismos que resultam na formação das LIS. Nos últimos meses estivemos estudando os jactos de NGC 7009 (Figura 9) e de K 4-47 (Figura 10; Gonçalves et al. 2004). Da comparação entre as propriedades observadas nestas duas NP que contêm jactos -entre várias outras para as quais a análise completa continua em andamento- acreditamos que outros aspectos da sua origem, além daqueles estudados no capítulo "Jactos e outras micro estruturas", começam a perfilar-se.

O facto de que os jactos se deslocam com velocidades supersónicas (consideravelmente superiores àquelas do meio que os circunda) implica que a luz que emitem deve ser excitada por choques. De facto isto ocorre com os jactos de outros objectos astronómicos como os jactos extragalácticos, os quais são observados em quasares, rádio galáxias etc, e também nos jactos dos objectos estelares jovens, conhecidos como objectos Herbig-Haro. No caso das nebulosa planetárias, a principal fonte de energia não é a excitação por choques e sim a radiação oriunda da estrela central. Em outras palavras, quando dizemos que a luz oriunda dos jactos é excitada por choques, nos referimos ao facto de que esta tem origem, principalmente, na interacção de dois gases cuja velocidade relativa é supersónica. Por outro lado, quando a luz que observamos tem origem na interacção entre a radiação (nas NP, fotões energéticos da estrela central) com o gás que a rodeia, dizemos que esta emissão foi excitada por radiação, ou seja, luz fotoionizada. Esta é a razão da diferenciação, em termos de cores, das nebulosas simuladas por García-Segura & López (2000) na Figura 6b. Nesta Figura vê-se claramente que as micro estruturas devem emitir luz excitada por choques.

Neste aspecto reside a principal diferença entre os jactos e pares de nódulos de NGC 7009 e de K 4-47. Na primeira jactos e nódulos possuem emissão fotoionizada e, na segunda, estes são excitados por choques. Assim, pelo menos em princípio, os resultados observacionais de NGC 7009 contrariam os estudos teóricos, enquanto K 4-47 ratifica estes mesmos estudos. Como entender esta aparente contradição?

Numa revisão sobre micro estruturas em NP (Gonçalves 2003) sugerimos que a solução para este impasse possa estar relacionada com a fase de evolução (idade) destas nebulosas. Conforme visto anteriormente uma nebulosa planetária nasce da interacção dos ventos da estrela progenitora, AGB e pós-AGB. A partir da fase entre aquela na qual a estrela se encontra no Ramo Assimptótico das Gigantes e da nebulosa planetária propriamente dita -conhecida como Proto Nebulosa Planetária- e até que a nebulosa desapareça (dissolva-se no meio interestelar) passam-se mais ou menos 30.000 anos. No início da fase nebulosa planetária, quando parte das suas estruturas ainda não foram atingidas pelos fotões UV da estrela central, a probabilidade de observar estruturas essencialmente excitadas por choques é muito mais alta. Dado que as velocidades relativas entre os jactos e o meio circundante numa nebulosa planetária (tipicamente entre 50 e 150 km/s) nunca são tão altas como aquelas de jactos extragalácticos (entre poucos milhares de km/s e aproximadamente a velocidade da luz), os choques nas NP não são muito extremos, e por isto deixam de ser a principal fonte de excitação da emissão observada a partir do momento em são atingidos pela radiação da estrela central.

Esta ideia não é completamente nova, já que outros autores como Dopita (1997) e Miranda et al. (2000) também discutiram possível relação idade versus principal mecanismo de excitação. A novidade é que estamos comparando várias nebulosas com LIS numa tentativa de provar se esta relação realmente existe ou não. Além do facto de os jactos/nódulos de NGC 7009 e de K 4-47 serem opostos em termos de excitação, a primeira destas nebulosas parece ser mais evoluida do que a segunda (vide Gonçalves 2003). Enfim, há evidências de que os estudos teóricos estejam correctos ao predizer que jactos e nódulos de alta velocidade devem emitir luz excitada por choques, o que efectivamente se observa em nebulosas como K 4-47. Por outro lado, estes estudos não consideram a completa evolução das nebulosas com LIS, e por isto não incluem a acção da radiação da estrela central nas estruturas previamente excitadas por choques. Tudo indica que caso se considerasse estes dois tipos de excitação nos modelos teóricos, o resultado seria que nebulosas mais jovens teriam jactos essencialmente excitados por choques e que nebulosas mais evoluídas teriam jactos principalmente fotoionizados, como no caso de NGC 7009.

Somente muito recentemente, nos últimos 5 anos, este e outros aspectos básicos da origem e evolução das micro estruturas começaram a ser entendidos. Ou seja, conhecemos -relativamente bem- as principais características e mecanismos de formação e evolução das nebulosas planetárias. No entanto o nosso conhecimento sobre os detalhes destas belas criaturas -as micro estruturas- é ainda muito precário. Sabemos que 95% de todas as estrelas converter-se-ão em nebulosas planetárias, o que equivale a dizer nebulosas planetárias são o destino final da maioria das estrelas. Justifica-se, então, todo o esforço que vem sendo empregue em "descobrir" em detalhe os processos físicos "escondidos" nestas fabulosas estruturas.

 

 Fonte: PORTAL DO ASTRÔNOMO - Portugal

Autoria:

Denise R. Gonçalves

Instituto de Astrofísica de Canárias - Tenerife, Espanha.
 

GALÁXIIA DE ANDRÔMEDA E BELAS NEBULOSAS

Galáxia de Andrómeda (M 31

Crédito: Robert Gendler (copyright) - http://www.robgendlerastropics.com/

Este é o objecto mais distante que conseguimos ver a olho nu. M 31, também conhecido por galáxia de Andrómeda, situa-se a cerca de 2 milhões de anos-luz de distância na direcção da constelação com o mesmo nome. Estende-se por mais de 200000 anos-luz mas aparece-nos como uma ténue nebulosidade quando vista sem telescópio. Nesta imagem de hoje, o resultado de mais de 90 horas de exposição, vê-se o seu núcleo brilhante, bem como uma série de faixas escuras de poeira entre os seus braços espirais azuladas, cheios de estrelas novas e em formação. Há menos de 100 anos atrás, não se sabia se estas "nebulosas espirais" faziam parte da nossa Galáxia, ou se, pelo contrário, eram elas próprias sistemas estelares independentes.

NGC 6960 - Nebulosa do Véu

Crédito: T. Rector/University of Alaska, Anchorage e WIYN/NOAO/AURA/NSF
Telescópio: WIYN
Instrumento: Mosaic Camera

 

Esta imagem da Nebulosa do Véu foi obtida com a câmara de mosaicos do telescópio WIYN, de 0,9 metros no Kitt Peak National Observatory.

Este objecto, que se encontra na constelação de Cisne, são os restos de uma, ou possivelmente de duas supernovas que explodiram há mais de 15 mil anos, a uma distância de 2500 anos-luz da Terra. Esta supernova pôde ser vista na altura como uma estrela muito brilhante, rivalizando em brilho com a Lua crescente.

A imagem brilhante perto do centro da imagem, com o nome de 52 Cygnus, não está associada com a supernova. Esta imagem é uma combinação de três imagens de banda estreita, em que uma exposição em H-alpha, [OIII] e S[II] foram utilizadas como vermelho, azul e verde respectivamente. Norte é para a esquerda, e Este para baixo.

Imagem do Dia: Galáxia de Andrómeda

2011-02-08

Crédito: Bill Schoening, Vanessa Harvey/REU program/NOAO/AURA/NSF.
Telescópio: Burrell Schmidt (CWRU - KPNO).

Imagem da galáxia de Andrómeda, também conhecida por M31 ou NGC224, e das suas pequenas companheiras M32 (em baixo, ao centro) e M110 (em cima, à direita).

 

Andrómeda é uma galáxia espiral muito semelhante à Via Láctea, embora seja um pouco maior. Para além das irregulares mas famosas Nuvens de Magalhães, Andrómeda é a galáxia regular que se encontra mais perto de nós, situando-se a cerca de 2.2 milhões de anos-luz de distância. Embora só se consiga observar o seu núcleo central mais brilhante, Andrómeda é visível a olho nú, sendo conhecida, pelo menos, deste o ano 964 dC, quando o astrónomo persa Al-Sufi a descreveu como uma "pequena nuvem".

 

Apesar de estar relativamente perto de nós, Andrómeda é o objecto mais distante que o olho humano consegue observar sem ajuda de instrumentos.

Nebulosa do Cone

Crédito: NASA, Ford (JHU), Illingworth (USCS/LO), Clampin (STScI), Hartig (STScI), ACS Science Team & ESA.
Telescópio: Huble Space Telescope (NASA/ESA).
Instrumento: Advanced Camera for Surveys (ACS).

 

A Nebulosa do Cone reside a 2500 anos-luz, na zona sul do enxame NGC 2264, uma região activa em formação de estrelas na constelação do Unicórnio. Esta imagem apanha os 2,5 anos-luz do topo do pilar de gás e poeira em forma de cone que constitui a nebulosa e se estende por 7 anos-luz. A radiação de estrelas jovens e quentes, que se encontram mais acima do que a imagem mostra, erodiu a nebulosa ao longo de milhões de anos. A luz ultravioleta aquece os bordos da nuvem escura, libertando gás para a região vizinha, que é relativamente vazia. Aí, mais radiação ultravioleta faz com que o hidrogénio brilhe, produzindo um halo vermelho de luz que se vê à volta do pilar. Um processo semelhante ocorre em menor escala à volta de uma única estrela, formando o arco que se vê à esquerda e no topo do Cone. A luz branca e azulada resulta da reflexão da luz de estrelas próximas pela poeira.

Nebulosa da Roseta

Crédito: T.A. Rector, B.A. Wolpa, M. Hanna, NOAO/AURA/NSF.

Telescópio: NSF 0.9m (Kitt Peak National Observatory).

Esta espectacular imagem da nebulosa da Roseta na constelação do Unicórnio foi obtida com o telescópio de 90 cm da National Science Foundation localizado no Observatório de Kitt Peak, no Arizona (EUA). A Roseta, também conhecida por NGC2237, é uma região activa de formação de estrelas, cujo brilho é devido à emissão de radiação ultra-violeta proveniente de estrelas jovens e quentes que se encontram no seu interior. Os ventos estelares devidos a estas estrelas têm escavado a região central da nebulosa, dando origem ao "buraco" que se vê nesta imagem. Esta nebulosa, situada a cerca de 2600 anos-luz de distância, ocupa uma grande região no céu, sendo a sua área superior a seis vezes a área da lua cheia.

NGC 6543 - Nebulosa Olho de Gato

Crédito: Johannes Schedler.
Telescópio: Schmidt-Cassegrain Celestron C11.

Obtida por Johannes Schedler (http://panther-observatory.com), esta imagem da nebulosa planetária NGC 6543, permite vislumbrar a forma complexa desta espectacular nebulosa. Também conhecida sugestivamente por nebulosa Olho de Gato, esta pode ser vista em todo o seu esplendor na imagem obtida pelo Telescópio Espacial Hubble que aqui mostrámos no dia 18 de Junho de 2003. Sabe-se que esta nebulosa é o resultado da morte de uma estrela semelhante ao Sol situada a cerca de 3000 anos-luz de distância da Terra. O estudo deste tipo de nebulosas permite aos astrónomos antever o que acontecerá à nossa estrela daqui a ... 5 mil milhões de anos!

Estrela da Pistola - A estrela mais luminosa que se conhece

Crédito: Don F. Figer (UCLA) & NASA.

Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).

Instrumento: Near-Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS).

 

Astrónomos, usando o Telescópio Espacial Hubble, identificaram uma estrela que pode ser a estrela mais luminosa que se conhece. Esta estrela, no centro da imagem, pode ser 10 milhões de vezes mais luminosa do que o Sol e o seu diâmetro pode ser tão grande quanto a órbita da Terra. A energia emitida por esta estrela em alguns segundos é igual à que o Sol emite num ano.

A imagem obtida em infravermelho também revela uma nebulosa brilhante que foi criada devido às erupções da estrela. A sua forma valeu-lhe o nome de Nebulosa da Pistola, de modo que a estrela é conhecida por Estrela da Pistola. A nebulosa é tão grande (4 anos-luz) que a sua extensão é quase a distância entre o Sol e a estrela mais próxima, Alpha Centauri.

Fonte

Portal do Astomo - Portugal

 http://www.portaldoastronomo.org/newsletter.php

 

NEUTRALINO E NEUTRINO

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NEUTRINO e Neutralino

        Neutralino é um amálgama das superparceiras do fóton (que transmite a força eletromagnética).  O nome é um tanto infeliz: "neutralino" soa muito parecido a "neutrino", e as duas partículas, de fato, compartilham várias propriedades, mas são bem diferentes.

        O atual modelo padrão das partículas elementares não contém exemplos de partículas que poderiam servir como matéria escura fria, mas extensões do modelo padrão - criadas por motivos inteiramente separados das necessidades da astronomia - oferecem muitos candidatos plausíveis:

    *
      Neutralino (Teoria de supersimetria predizem que o neutralino interagirá por meio de uma força maior que a gravitação: a força nuclear fraca)
*
      Bóson Z (que transmite a força nuclear fraca: gravitação)
    * e talvez, outros tipos de partículas

        Embora o neutralino seja pesado, pelos padrões normais, é a mais leve das partículas supersimétricas.  Como tal, ele deve ser estável: se uma superpartícula é instável, ela deve decair para duas superpartículas mais leves, e o neutralino já é a mais leve.

        A massa, estabilidade e neutralidade do neutralino satisfazem todos os requisitos para uma matéria escura fria.

        O neutralino é uma partícula especialmente avessa a colisão. Considerando-se a massa estimada de neutralino e sua baixa tendência a colisão, a massa total em neutralinos casa-se quase exatamente com a massa inferida para matéria escura do Universo.  Esta correspondência é um sinal de que neutralinos seriam realmente matéria escura.

       O neutralino é uma partícula prevista pela chamada extensão supersimétrica (SUSY) do modelo padrão. A supersimetria pode unificar as forças eletrofraca e forte (e mesmo a gravidade). SUSY prevê que todas as partículas do modelo padrão possuem superparceiros (designados por um sufixo "ino", como o fotino que é o parceiro supersimétrico do fóton). Quarks e léptons, que são férmions (partículas com spin semi-inteiro ímpar), possuem superparceiros que são bósons (partículas com spin inteiro),  enquanto os bósons que carregam as forças fundamentais possuem superparceiros fermiônicos.

        Os superparceiros das partículas conhecidas são muito pesados e fora do alcance energético dos aceleradores de partículas em operação no momento. Entretanto o neutralino é uma superposição de estados associados aos Higgsinos (superparceiros associados aos bósons de Higgs) e que tem a propriedade  de ser estável (o que significa que eles ainda devem existir como relíquias do big bang) além de ser a partícula supersimétrica mais leve (50-500GeV/c2) e justamente por isso altamente testável. O bóson the Higgs é uma partícula prevista pelo modelo padrão e seria responsável por conferir massa aos bósons mediadores da interação eletrofraca. Físicos de partículas trabalhando no experimento ALEPH em andamento no LEP (Large Electron Positron) anunciaram a possível descoberta do Higgs (considerado o "Santo Graal" da física de partículas) com massa de 114,9 GeV/c2. O experimento continua coletando dados para afastar a possibilidade de eventos de fundo.

        No tocante à parte experimental, destacam-se o experimento no Livermore National Laboratory em busca de axions e os experimentos DAMA (em Gran Sasso, Itália) e CDMS (em Stanford) em busca de neutralinos existentes no halo da Via-láctea. Estes dois últimos são experimentos muito sofisticados montados em  minas a vários metros de profundidade no subsolo e utilizando detetores de alta tecnologia. A colaboração DAMA  recentemente anunciou a deteção de neutralinos (suspense) . O resultado não foi reproduzido pelo CDMS, entretanto estes utilizam detetores diferentes e sua atual sede, em Stanford, não fica muito abaixo do solo, estando sujeita a interferência de neutrinos atmosféricos. Eles estão se mudando para uma nova sede, metros de profundidade no subsolo (para se livrarem da interferência dos neutrinos atmosféricos) . Além disso ambos estão fabricando detetores mais sensíveis que poderão confirmar os resultados logo.  (Ver: Laboratório)

        A descoberta do bóson de Higgs é importante para consolidar o modelo padrão das partículas elementares e ao mesmo tempo proporciona a base para a sua extensão supersimétrica; o neutralino, por exemplo, é uma superposição de higgsinos. A descoberta dos neutralinos por sua vez constituiria a primeira evidência empírica para a supersimetria além de explicar a natureza da matéria escura fria, consolidando o modelo de matéria escura fria de formação de estrutura (tão bem sucedido na explicação das estruturas do universo em grande escala- os aglomerados, os vazios, os filamentos, as paredes, etc.) .  Juntamente com a descoberta da massa do neutrino (o modelo padrão prevê neutrinos sem massa) estes novos avanços estão apontando para uma nova física e como veremos a recente descoberta da constante cosmológica e do universo acelerado também estão apontando para uma nova cosmologia que consolidou o cenário inflacionário. Também é interessante observar a prolífica interação entre a física de partículas e a cosmologia, uma área de pesquisa denominada astrofísica de partículas.

Ricardo O. de Mello

Estudante de doutorado do Departamento de Física-Matemática do Instituto de Física da USP na área de Física de Partículas e Campos. Atualmente pesquisa gravitação quântica em 1+1 dimensões.
   
MATÉRIA ESCURA FRIA.
Se pudéssemos ver a matéria escura fria, a Via Láctea pareceria muito diferente. O familiar disco espiral, onde se localiza a maiorias das estrelas, seria encoberto por uma densa névoa de partículas de matéria escura. Os astrônomos avaliam que a névoa escura tem dez vezes a massa do disco, e é quase dez vezes maior em diâmetro.

Tudo que sabemos é que a matéria escura se junta, provendo uma âncora gravitacional para galáxias e estruturas maiores como aglomerados de galáxias.

Afinal, considera-se que a matéria escura domina a Galáxia.
Neutrino

        V. A. FIRSOFF, astrônomo, sugeriu a possibilidade da existência de “partículas elementares do material espiritual”, que propôs fossem chamadas de mindons (do inglês mind, espírito).

        Nosso universo não é mais verdadeiro do que o dos neutrinos. Eles existem, mas num espaço diferente, regido por leis diferentes. Em nosso espaço, nenhum corpo pode ultrapassar a velocidade da luz. O neutrino, no entanto, não está sujeito a campos de gravidade nem eletromagnéticos. Portanto, não está condicionado ao nosso limite de velocidade e pode ter o seu tempo, diferente. Poderá até se deslocar mais rapidamente do que a luz, o que o faria, relativisticamente, retroceder na nossa escala de tempo.  

        As análises que fizemos das entidades espirituais nos levam a crer que o mindon não tem local definido no que podemos chamar de espaço físico, ou melhor, gravieletromagnético. Sob esse aspecto lembram o neutrino ou, mesmo, um elétron rápido. Isto já sugere um tipo diferente de espaço mental, regido por leis diferentes, o que vem a ser corroborado pelas experiências parapsicológicas feitas na Universidade Duke e alhures. Parece que esta espécie de percepção envolve uma interação mental, sujeita a leis próprias, definindo um tipo diferente de espaço-tempo.
      primeiro, terá de reconhecer, por seus próprios meios, suas averiguações, seus cálculos e suas induções, senão a certeza, pelo menos a probabilidade da existência do Espírito e das dimensões espirituais da Vida;
    *

      e segundo, construir novas aparelhagens e sobretudo novos métodos de investigação para penetrar nesses novos domínios. 

        Neste último caso, as dificuldades a vencer serão imensas, porque somente o Espírito pode ver, identificar e examinar o Espírito. É questão de consciências, através do desenvolvimento racional de faculdades psicofísicas capazes de serem utilizadas para a produção útil de fenômenos investigáveis.


        Com respeito à constituição da matéria escura quente existente no cosmo, os candidatos "tradicionais" são os neutrinos massivos e os áxions. neutrinos massivo leve representa a extensão mais simples do modelo padrão.

        Contudo sua contribuição não pode ser maior do que 10% da densidade crítica do universo, ao custo de seu fluxo impedir a formação de estruturas.

        Os neutrinos já foram antes uma possibilidade proeminente como matéria escura, e seu papel continua em debate, mas experimentos mostram que seu peso é provavelmente muito pequeno. Além disso, eles são "quentes".

Revista SCIENTIFIC  AMERICAN - Brasil - ANO 1 - N° 11 - Abril de 2003
O GEFAN é formado por pesquisadores das três universidades estaduais paulistas e dedica-se ao estudo das propriedades fundamentais do neutrino.

Grupo de Estudos de Física e Astrofísica de Neutrinos - GEFAN

Neutrino

        V. A. FIRSOFF, astrônomo, sugeriu a possibilidade da existência de “partículas elementares do material espiritual”, que propôs fossem chamadas de mindons (do inglês mind, espírito).

        Nosso universo não é mais verdadeiro do que o dos neutrinos. Eles existem, mas num espaço diferente, regido por leis diferentes. Em nosso espaço, nenhum corpo pode ultrapassar a velocidade da luz. O neutrino, no entanto, não está sujeito a campos de gravidade nem eletromagnéticos. Portanto, não está condicionado ao nosso limite de velocidade e pode ter o seu tempo, diferente. Poderá até se deslocar mais rapidamente do que a luz, o que o faria, relativisticamente, retroceder na nossa escala de tempo.  

        As análises que fizemos das entidades espirituais nos levam a crer que o mindon não tem local definido no que podemos chamar de espaço físico, ou melhor, gravieletromagnético. Sob esse aspecto lembram o neutrino ou, mesmo, um elétron rápido. Isto já sugere um tipo diferente de espaço mental, regido por leis diferentes, o que vem a ser corroborado pelas experiências parapsicológicas feitas na Universidade Duke e alhures. Parece que esta espécie de percepção envolve uma interação mental, sujeita a leis próprias, definindo um tipo diferente de espaço-tempo.


        A Ciência humana...
      primeiro, terá de reconhecer, por seus próprios meios, suas averiguações, seus cálculos e suas induções, senão a certeza, pelo menos a probabilidade da existência do Espírito e das dimensões espirituais da Vida;
   *
      e segundo, construir novas aparelhagens e sobretudo novos métodos de investigação para penetrar nesses novos domínios. 

        Neste último caso, as dificuldades a vencer serão imensas, porque somente o Espírito pode ver, identificar e examinar o Espírito. É questão de consciências, através do desenvolvimento racional de faculdades psicofísicas capazes de serem utilizadas para a produção útil de fenômenos investigáveis

        Com respeito à constituição da matéria escura quente existente no cosmo, os candidatos "tradicionais" são os neutrinos massivos e os áxions. neutrinos massivo leve representa a extensão mais simples do modelo padrão.

        Contudo sua contribuição não pode ser maior do que 10% da densidade crítica do universo, ao custo de seu fluxo impedir a formação de estruturas.

        Os neutrinos já foram antes uma possibilidade proeminente como matéria escura, e seu papel continua em debate, mas experimentos mostram que seu peso é provavelmente muito pequeno. Além disso, eles são "quentes".

Neutrino camaleão abre caminho para uma nova física

Redação do Site Inovação Tecnológica - 01/06/2010

Cientistas do experimento Opera, localizado no laboratório Gran Sasso, na Itália, fizeram a primeira observação direta de uma partícula tau em um feixe de neutrinos do múon - isto significa que a partícula "oscilou", isto é, mudou de um tipo para outro.
Encontrar o tau do múon representa ter achado a peça que faltava em um quebra-cabeças que tem desafiado a ciência desde 1960.
O feixe de neutrinos foi enviado através da terra do CERN, onde está situado também o LHC, a 730 km de distância do detector.

Neutrinos

Neutrinos são partículas subatômicas com uma massa tão pequena que um deles é capaz de atravessar um cubo de chumbo sólido, com 1 ano-luz de aresta, sem se chocar com a matéria. Calcula-se que 50 trilhões de neutrinos atravessam o nosso corpo diariamente.
Existem três tipos de neutrinos: neutrino do elétron, neutrino do múon e neutrino do tau.
O quebra-cabeças dos neutrinos começou com uma experiência pioneira, realizada na década de 1960, que acabou rendendo o Prêmio Nobel de Física a Ray Davies.
Davies observou que os neutrinos vindos do Sol chegavam à Terra em um número muito menor do que os modelos teóricos previam: ele concluiu que, ou os modelos solares estavam errados ou algo estava acontecendo com os neutrinos em seu caminho.

Oscilação dos neutrinos

Uma possível solução para o enigma foi dada em 1969 por Bruno Pontecorvo e Vladimir Gribov, que sugeriram que mudanças oscilatórias, que eles chamaram de "mudanças camaleônicas", poderiam fazer com que os neutrinos transmutassem de um tipo para outro. Seria por isso que os neutrinos esperados não eram detectados em número suficiente.
Desde então, diversos experimentos observaram o desaparecimento dos neutrinos do múon, confirmando a hipótese da oscilação, mas até agora nunca havia sido observado o aparecimento de um neutrino do tau a partir de um feixe puro de neutrinos do múon.

Agora, pela primeira vez, os cientistas capturaram o neutrino camaleão conforme ele mudou de um neutrino do múon para um neutrino do tau.
"Estamos confiantes de que este primeiro evento será seguido de outros, que irão demonstrar plenamente a oscilação dos neutrinos," disse Antonio Ereditato, da colaboração Opera.

Paciência de físico
O achado é resultado de sete anos de construção do detector Opera, e mais três anos de disparos de um feixe de neutrinos, fornecido pelo CERN.
Durante esse tempo, bilhões de bilhões de neutrinos do múon foram enviados do CERN até Gran Sasso, em uma viagem que dura apenas 2,4 milissegundos.
A raridade da oscilação dos neutrinos, juntamente com o fato de que os neutrinos interagem muito fracamente com a matéria, torna este um tipo de experimento muito delicado e muito difícil de fazer.
O feixe de neutrinos do CERN foi ligado pela primeira vez em 2006, e desde então os pesquisadores do OPERA estão peneirando cuidadosamente seus dados para encontrar sinais do aparecimento de partículas de tau, um sinal de que um neutrino do múon teria oscilado em um neutrino do tau.
Paciência parece ser um pré-requisito fundamental na pesquisa da física de partículas.

A grande expectativa é que essas partículas subatômicas ainda desconhecidas possam ajudar a lançar alguma luz sobre a Matéria Escura, um tipo desconhecido de matéria que compõe um quarto da massa do Universo. [Imagem: Opera]

Nova Física

Mas o que é mais importante é o que está por vir.
Embora feche um capítulo na compreensão da natureza dos neutrinos, a observação das oscilações dessas partículas, transmutando-se de um tipo em outro, é uma forte evidência de uma física totalmente nova.
A questão é que, na teoria que os físicos usam para explicar o comportamento das partículas fundamentais, conhecida como o Modelo Padrão, os neutrinos não têm massa.
Contudo, para que eles sejam capazes de oscilar eles devem ter massa - logo, algo deve estar faltando no Modelo Padrão.

Apesar de seu enorme sucesso em descrever as partículas que compõem o Universo visível, e as interações entre essas partículas, há muito tempo os físicos sabem que o Modelo Padrão não explica tudo.
Uma das possibilidades levantadas para essa nova física é a existência de outros tipos de neutrinos, ainda não detectados experimentalmente.

A grande expectativa é que essas partículas subatômicas ainda desconhecidas possam ajudar a lançar alguma luz sobre a Matéria Escura, um tipo desconhecido de matéria que compõe um quarto da massa do Universo.
Outra sinalização dessa nova física foi dada há poucos dias pela descoberta de uma assimetria entre a matéria e a antimatéria.
www.sciam.com.br

O GEFAN é formado por pesquisadores das três universidades estaduais paulistas e dedica-se ao estudo das propriedades fundamentais do neutrino.

Grupo de Estudos de Física e Astrofísica de Neutrinos - GEFAN
http://www.neutrinos.if.usp.br/

LINKs
      A Supernova 1987A e os Neutrinos: http://www.fisica.ufc.br/estrelas/estrela5.htm
      Enciclopédia Online: http://enciclopedia.tiosam.com/enciclopedia/enciclopedia.asp?title=Neutrino
      Neutrinos do cosmo: http://www.comciencia.br/reportagens/cosmicos/cos11.shtml

 Agência FAPESP

Revista SCIENTIFIC  AMERICAN - Brasil - ANO 1 - N° 11 - Abril de 2003

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