O Curioso Curiosity

O Curiosity (curiosidade em português) é um jipe-robô que foi enviado ao planeta Marte pela agência espacial norte-americana (NASA). Transportado por uma sonda, ele partiu da Terra em 26 de novembro 2011 pousando só então no dia 6 de agosto de 2012, na Cratera de Gale.

Mas esse longo trajeto de 300 milhões de km não foi o que preocupou os cientistas da missão, mas sim o pouso no planeta. Para chegar na superfície de Marte o robô, que custou 2,5 bilhões de dólares ao longo de 10 anos, precisou vencer a sequência de pouso, uma complicada e delicada série de tarefas automáticas desde a atmosfera daquele planeta até o solo, durou “sete minutos de terror”, como classificaram os cientistas que ajudaram a colocar o robozinho no solo marciano.

O objetivo da missão é analisar o solo e as rochas de marte para revelar detalhes da geologia e biologia do planeta vermelho. Mais especificamente, o robô vai buscar, em rochas e outros minerais, sinais de que houve condições de vida nele, ou se há, com o intuito de planejar uma possível colonização humana no futuro. O aparelho é comparado a um “canivete suíço”, tendo um laboratório completo a bordo, detector de radiação, sistema de rejeição de calor, sistema de comunicação via rádio (as transmissões até a terra levam 14 min devido a distância).

Possui também 17 câmeras espalhadas pela sua fuselagem, possibilitando uma - visão de 360° e um “braço” que está equipado de uma broca, um pincel e uma pá para recolher materiais para a análise dos dados, que são passados aos cientistas aqui na Terra. É com um gerador termo-elétrico de radio-isótopos (um simples equipamento gerador de eletricidade que obtém a sua energia través do decaimento radioativo; pode ser considerado um tipo de bateria), equipado com uma "pilha nuclear" de plutônio 238 que tem até 10 anos de autonomia e conta com o que há de mais moderno em tecnologia.

Vamos descobrir o planeta vermelho?

Crédito: NASA

Mais detalhes sobre a missão podem ser vistos em:  

https://www.nasa.gov/mission_pages/msl/index.html

Evolução Estelar

A evolução estelar compreende os estágios que a estrela apresenta desde o seu nascimento até sua morte. Está dividida em 5 fases que podem variar dependendo da sua massa. Na primeira fase, a estrela ainda se encontra em formação nas nuvens moleculares (compostas basicamente por Hidrogênio (H) e Hélio (He)). Por variações no meio, como explosões de supernovas, esse gás sofre variações, contrai-se e adensa, formando glóbulos de gás frio. Esses glóbulos entram em colapso e dão origem as protoestrelas. A protoestrela, espécie de núcleo quente e denso, continua aumentando sua massa e a esquentar cada vez mais, atingindo uma temperatura por volta de 8 milhões Kelvins (K).

Nesse momento a protoestrela entra na segunda fase, passando a se chamar oficialmente de estrela e iniciando as reações termonucleares. Essa fase é conhecida como “sequencia principal”. A sequência principal só é atingida se a protoestrela tiver uma massa de no mínimo 10% a massa do sol, caso contrário, torna-se uma anã marrom. Durante esse período, que compreende a maior parte da sua vida, a estrela passa convertendo hidrogênio em Hélio, gerando energia térmica e luz.

A evolução de estrelas depende da sua massa inicial. Na figura três dos principais caminhos evolutivos. Crédito: http://pt.slideshare.net/fisicaboulanger/evoluo-estelar

Quando todo o hidrogênio do núcleo for convertido, a estrela entra na sua terceira fase. Se sua massa for igual a do sol, seu núcleo entra em colapso, esquenta e dá início à conversão do hidrogênio ao redor. Isso faz com que a estrela se expanda, aumentando várias vezes o seu tamanho original. Com isso, a camada mais externa esfria e adquire uma cor avermelhada, sendo chamada assim, de gigante vermelha.

No núcleo da gigante vermelha ocorre a conversão do hélio em carbono. Com a diminuição da atuação gravitacional sobre as camadas mais externas ocorre a liberação de material para o espaço. A estrela torna-se uma nebulosa planetária. Isso ocorrerá até que sobre apenas o carbono residual que não produzirá mais energia, tornando-se uma esfera inerte chama de anã branca.

Para as estrelas com massa superar a 8 vezes a do sol, seu núcleo colapsará violentamente em uma explosão de supernova. O que resta dessa explosão vai perdendo energia até se tornar uma estrela de nêutrons. Já as estrelas com massa superior a 25 vezes a do sol, a explosão de supernova resultará em um buraco negro. 

Referências:

http://astro.if.ufrgs.br/evol/node55.htm

http://www.if.ufrgs.br/fis02001/aulas/Aula20-122.pdf

http://www.astro.iag.usp.br/~carciofi/aulas_aga0210/aula9.pdf

http://pt.slideshare.net/fisicaboulanger/evoluo-estelar

Autora: Acadêmica Aline Rodrigues

Orientador: Professor João Rodrigo Leão

Mundos em Colisão

Por volta do Séc. XVIII, com a observação das estrelas, aprimorada pela invenção do telescópio, ocorreu a descoberta de algo que ia além da compreensão dos corpos celestes os quais já eram habituais. A presença de corpos difusos e extensos, estrelas sem forma definida, vistos durante os estudos feitos pelos astrônomos fomentou na criação de uma nova categoria, as nebulosas. Ainda que algumas fossem nuvens de poeira cósmica, haviam nesse meio algumas nebulosas espirais, essas que na realidade se tratavam de galáxias, tal como nossa Via Láctea ou a galáxia de Andrômeda. Anos após, o conhecimento de galáxias estava mais aprofundado. Seus tipos, tamanhos e suas interações foram conhecidas, havendo um fenômeno que merece uma certa atenção: A colisão de galáxias.

Diversas galáxias estão presentes em aglomerados no cosmo, podendo estar na contagem de centenas ou milhares, em distâncias relativamente próximas, sendo inviável pensar que uma interação não é capaz de ocorrer entre essas. Raramente são encontradas isoladas. Mesmo que não haja uma colisão propriamente dita, ainda há interação, pois graças à proximidade, a força da gravidade de duas galáxias que por acaso se aproximem é tanta que, durante o tempo que estão aproximadas, é capaz de haver distorção em seu formato, levando as duas a terem sua forma inicial dobrada. Somente sua interação é capaz de levar à origem de uma nova geração de diversas estrelas em galáxias cujo surgimento de novas já havia cessado.

Sistema de Galáxias da antena, fotografada pelo Telescópio Espacial Hubble.

Apesar de se denominar “colisão” de galáxias, devido a uma liberação de energia bastante significativa, para Josh Barker, apresentador educacional do “National Space Centre”, o nome “fusão “ é mais apropriado para o ato. Para ele, a palavra colisão denota duas ou mais coisas sendo esmagadas uma com a outra, causando estragos intensos e uma se tornando uma grande bagunça, levando a crer que uma colisão entre duas galáxias seja uma ideia certamente excitante. Contudo, devido ao tamanho das galáxias e consequentemente de suas estrelas, esses corpos celestes imensos estão separados por uma distância considerável, sendo assim, “quando galáxias colidem nós certamente não veremos explosões dignas de Hollywood” afirma o educador. Isso acontece porque a intensa força gravitacional pode fazer com que duas galáxias fiquem ligadas gravitacionalmente após a colisão, levando à possível formação de uma única galáxia.

Referências

BARKER, Josh. What happens when two galaxies collide? Disponível em: <http://www.spaceanswers.com/deep-space/what-happens-when-two-galaxies-collide/>. Acesso em: 09 abr. 2016.

WOO, Marcus. As incríveis colisões que permitem estudar as galáxias mais antigas do Universo. Disponível em: <http://www.bbc.com/portuguese/noticias/2016/02/160210_vert_earth_galaxia_batida_fd>. Acesso em: 09 abr. 2016.

GALÁXIAS. Disponível em: <http://astro.if.ufrgs.br/galax/>. Acesso em: 09 abr. 2016.

WIKIPEDIA. Interacting galaxy. Disponível em: <https://en.wikipedia.org/wiki/Interacting_galaxy#Galaxy_collision>. Acesso em: 09 abr. 2016.

WIKIPEDIA. Nebulosa. Disponível em: <https://pt.wikipedia.org/wiki/Nebulosa>. Acesso em: 09 abr. 2016.


Autor: Acadêmico Lucas Carvalho
Orientador: Professor João Rodrigo Leão

Redshift ou Desvio para o Vermelho

Na astrofísica, o redshift (desvio para o vermelho) é o fenômeno que acontece quando vemos um objeto se afastando do observador. Este afastamento  proporciona uma alteração na forma com que a frequência da onda é observada no espectroscópio. Essa frequência é relativa a velocidade entre o objeto e o observador, quanto mais rápido mais aparência avermelhada o objeto terá.

Este efeito, redshift, faz o comprimento de onda aparente ficar maior quando o objeto se afastando. Já que o vermelho é a onda eletromagnética no vísivel com o maior comprimento de onda, quando um  objeto se afasta vemos ele desviando para o vermelho. E caso contrário, se ele estiver aproximando, ele aparentará ficar menor, e terá um desvio para o azul, menor comprimento de onda.  Figura 1. 

Figura 1: ilustração do efeito Doppler para ondas eletromagnéticas. Créditos da imagem: http://www.psychedelicporcupine.co.uk/2010/02/doppler-effect-and-red-shift/




Um exemplo de gálaxia com redshift é a galáxia do Sombreiro (Messier 104). Ao olhar para seu espectro percebemos que ela está se afastando da Terra, pois ele é mais avermelhado que o real. A M104 foi a primeira galáxia que detectaram o desvio para o vermelho, com a sua velocidade de afastamento é de 1000 km/s

Edwin Hubble (1889-1953) mediu o tamanho do desvio para o vermelho de várias galáxias e com isto, conseguiu calcular a velocidade de afastamento delas em relação a Terra. Com estes dados Hubble percebeu que as gálaxias  mais distantes tinha velocidades maiores e as galáxias próximas tinham velocidade menores. Ou seja, quanto mais distante a galáxia maior a sua velocidade de afastamento. Desta forma, percebeu que as galaxias estavam se fastando da Terra em um processo de expansão. Com esta ideia ele consiguiu apoiar a teoria do BigBang, que o universo esta se espandindo.

Referências:

http://en.wikipedia.org/wiki/Doppler_effect
http://pt.wikipedia.org/wiki/Gal%C3%A1xia_do_Sombreiro
http://en.wikipedia.org/wiki/Redshift
http://pt.wikipedia.org/wiki/Lei_de_Hubble-Humason


Acadêmica: Jessica Santos

Técnicas de Detecção de Matéria Escura

Ao olhar para o universo, vemos galáxias, estrelas e poeira. É intuitivo imaginar que isso é tudo que constitui o espaço e que entre o sol e a terra não há nada a não ser o vácuo. Porém muitos estudos demonstram que nesse espaço aparentemente vazio, há o que é chamado de matéria escura. Por não emitir e nem absorver luz, não é possível vê-la. Porém esse tipo de matéria possui massa e portanto podemos detecta-la por inferência gravitacional.

Como não é possível ver a matéria escura, os cientistas conseguem detectá-la estudando o efeito gravitacional criado por ela. Quando astrônomos foram medir a distribuidão das massas em nossa galáxia, descobriram que a velocidade dos astros não diminuía ao se distanciar do centro gravitacional, na verdade até aumentava, então concluíram que a maior parte da massa total de nossa galáxia esta distribuída nas extremidades da mesma. Recebemos pouquíssima luz dessas regiões, portanto, qualquer matéria que tenha ali (e tem muita) é escura, pois não à vemos.

A maioria das técnicas existentes para a detecção da matéria escura são indiretas, e trabalham com o fato de que a matéria bariônica (protons, neutrons e também a luz) interage gravitacionalmente com a matéria escura. De fato, o resto dos experimentos de detecção que podem ser chamados de "diretos" estão ainda em desenvolvimento ou não apresentam ainda nenhum resultado relevante. Mas, as evidências observacionais são muito fortes para se descartar experimentos diretos de sucesso pois, ou existe matéria escura e vamos conseguir detecta-la, ou nosso "modelo padrão" precisa de urgente remodelagem. Dessa forma, não faz sentido falar em Técnicas de detecção de matéria escura, se essas técnicas (diretas) ainda não detectaram a máteria escura. 

Duas técnicas diretas em desenvolvimento muito provavelmente terão a merecida atenção em pouco tempo: Utilizando detectores criogênicos e detectores utilizando líquidos nobres. O funcionamento desses experimetos entra em um ramo muito específico da física, por isso não será discutido aqui. (ver referências)

Alguns cientistas “sugerem” que no princípio do universo, aglomerados de matéria escura atraíram os gases ao seu redor e assim começaram as primeiras interações para formações de galáxias. Ainda hoje, a matéria escura é um enigma para nossa ciência. O que a constitue, qual a sua distribuição no universo e quantidade, são questões fundamentais que quando respondidas, ajudaram a entender melhor a origem do universo.

Referências:

http://arxiv.org/pdf/1203.2566v1.pdf

Sequência de Toomre

O físico Alar Toomre reuniu algumas fotos de galáxias em estágios de colisão diferentes, para tornar mais visível como funciona uma colisão de galáxia. Estas fotos formam uma sequência que começa pela atração gravitacional entre um par de galáxias, depois colidindo e por último formando uma fusão de galáxia. Esta sequencia pode ser visualizada pela figura 1.

Figura 1. Fotos de galáxias em diferentes estágios de interação, ilustrando a sequência de Toomre. Créditos da imagem: http://www.cv.nrao.edu/~jhibbard/TSeqHST/

Alar e seu irmão Jüri Toomre, na década de 1970, fizeram um programa computacional que simula a interação gravitacional de galáxias. Nesta década os computadores não tinham um processador com capacidade suficiente para realizar um estudo detalhado do processo de fusão de galáxias. Diante disto, o programa feito usava simulações com apenas algumas centenas de partículas que eram atraídas gravitacionalmente. Figura 2.

Figura 2:  Resultado do programa computacional feito pelos os irmãos Toomre. Crédito a imagem:http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept11/Duc/Duc2.html

Os irmãos Toomre ao fazer repetidas vezes os processos de colisões galácticas conseguiram identificar um fenômeno conhecido por caudas de maré, que é o rastro de material galáctico deixado no meio inter-estelar durante o processo de interação gravitacional. Também ao simular a fusão de galáxias conhecidas conseguiram tem uma ideia mais ampla da grande variedade de tipos morfológicos existentes no cosmos.

Hoje em dia a tecnologia nos permite fazer uma simulação mais completa de uma colisão entre duas galáxias, levando em consideração a hidrodinâmica, a dissipação do gás interestelar, a formação de estrelas fora do gás. Além disso nestas simulações utiliza-se a massa e a energia lançada de volta no meio interestelar por supernova.  Figura 3.

Figura 3: Uma simulação computacional atual de um processo de colisão.     Créditos: http://www.scidacreview.org/0902/html/hardware.html

Com a ferramenta computacional proposta originalmente pelos irmãos Toomre podemos estudar o processo de colisão de galáxias e entender as diversas gálaxias fotografadas pelo telescópio Hubble. Este tipo de trabalho ajuda ainda a entender a formação e a evolução de galáxias.

Referências:

http://en.wikipedia.org/wiki/Alar_Toomre
http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Toomre+Sequence
http://physics.ucsc.edu/~joel/GalaxyMergers.pdf

Autora: Jessica Santos

As Simetrias na Física e as Leis de Conservação

A natureza possui várias simetrias e na física elas servem para melhorar nossa compreensão a respeito do universo e de suas leis. Os físicos ao estudar as leis da natureza, perceberam que para toda simetria existe, necessariamente, uma lei de conservação correspondente.

Figura 1: Alice observa sua imagem no espelho e vê uma janela para o universo. Na literatura, as simetrias nem sempre são respeitadas. A física não tem essa licença!

Um determinado sistema exibe simetria temporal caso sua energia interna não varie com o passar do tempo, ou quando sua estrutura interna se conserva. Em outras palavras, a simetria temporal está diretamente relacionada à conservação da energia.

Outro exemplo de simetria é quando um objeto está no instante t=1 s na posição x=1 metro, no instante t=2 s na posição x=2 metros e assim por diante. Nesse caso dizemos que há uma simetria de translação. Em outras palavras, ele cobre espaços iguais em tempos iguais, ou seja: sua velocidade é constante. Assumindo que sua massa também seja constante, vemos que o momento linear, que é o produto da massa pela velocidade (p = m.v) também é constante. Isso indica que o monento se conserva e podemos concluir que a simetria de trasnlação está relacionada à conservação do momento linear!

Outro exemplo seria uma esfera de aço, uniforme e maciça que rotaciona em torno de seu eixo principal e que descreve ângulos iguais em tempos iguais (velocidade angular constante). Se o raio da esfera não varia, seu eixo de rotação permanece inalterado e se a sua massa é constante, isso indica que ela possui uma simetria de rotação. Como sua massa e seu eixo de rotação não se alteram, vemos que o momento de inércia permanece inalterado. Nesse caso, vemos claramente que seu momento angular (L = I W), onde I é o momento de inércia da esfera e W sua velocidade angular, também se conserva. Isso indica que a simetria de rotação aponta para a conservação do momento angular.     

Os físicos se acostumaram a associar as simetrias da natureza às leis de conservação, que são tão fundamentais na Física. Quando se encontra uma simetria busca-se logo a lei de conservação correspondente. E vice-versa. Este tipo de associação é de vital importância para o progresso da física e para a compreensão das leis mais fundamentais do universo.



Bibliografia:


http://www.cosmolearning.com/courses/richard-feynman-messenger-lectures-the-character-of-physical-law-472/


Autor: João Rodrigo Leão