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A Terra já foi plana?

Quando falamos do movimento dos terraplanistas não estamos falando de pessoas que trabalham na construção civil deixando áreas de terra muito íngremes mais planas para que a construção seja possível naquele local. Infelizmente. Quem dera. Ô vontade.

O movimento da Terra plana acredita que o nosso planeta, na verdade, não possuiu uma forma parecida com uma esfera e sim com um plano, como um grande disco de vinil ou um imenso biscoito Chocolícia e que, na verdade, a Lei da Gravidade e outras leis das física seriam inválidas.

Bom, parece apenas bem doido, não é? Para os fãs de Harry Potter, parece apenas uma teoria absurda que o Xenofílio Lovegood, pai da querida Luna Lovegood, publicou no Pasquim.

Aí você me diz “ué, qual o problema? Deixa as pessoas acreditarem no que elas querem”.

O problema é que esse movimento vem ganhando adeptos no mundo todo e realizando, inclusive, congressos sobre a “ciência” (??????) da Terra Plana. E no meio desse movimento, que além de tudo tem um profundo e perigoso viés religioso, existem pais de alunos que esperam que a Terra Plana faça parte do currículo escolar de seus filhos e não os estudos geográficos e físicos modernos. E esse tipo de movimento pode ficar tão grande quanto a movimentação de pais americanos que conseguiram o direito dos seus filhos aprenderem criacionismo na escola.

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Para os terraplanistas, o planeta seria um disco e o céu, uma cúpula em formato circular | Ilustração: Raphael Salimena . Crédito: BBC

Um estudo feito em 2017, pela doutora em educação Hanny Angeles Gomide, com alunos de 6° ano do ensino fundamental da cidade de Uberlândia em Minas Gerais, mostrou que 38,8% dos estudantes acreditavam em uma ideia de Terra plana. Quando questionados sobre as razões por trás dessa crença, simplesmente responderam “porque eu acho que é assim”.

Vocês entenderam o perigo?

Mas, pra tirar o gosto de barata da boca, Hanny observou no artigo que:

Naquilo que se relaciona aos demais astros, os participantes possuem um consenso de que o Sol é redondo. Muitos atribuem tal forma ao astro, por ser esta a configuração com que ele se mostra no céu, como é o caso de Márcio, que diz que o astro rei “é redondo por que já viu… em casa de olhar para o céu”. Já Emília observou que o Sol é redondo, “porque já viu nos livros de Ciências e porque também ele é a maior estrela do Universo”.

A simples condição de observação do Sol, seja ao vivo ou em livros de ciência, muda completamente a percepção dos estudantes sobre o fato. Inclusive, os próprios terraplanistas garantem que o Sol e a Lua são esféricos.

Nós podemos olhar para o Sol, Lua e estrelas mas, infelizmente,  como estamos sobre a superfície terrestre, não podemos olhar pra Terra e ter 100% de certeza que ela é plana através de uma observação puramente ocular. Apesar de existirem MILHÕES de fotografias, vídeos, imagens de satélite, leis da física, músicas de sertanejo universitário etc. que mostram que a Terra é plana, o desconfiar é da natureza humana.

E como este é um ambiente de ciência e ambiente de ciência é ambiente de referência científica, venho trazer um dos últimos gritos da ciência em matéria de Terra Esférica.

O texto da tese da doutora em física Anna Miotello, fala sobre os discos protoplanetários, que são estruturas achatadas que giram ao redor de estrelas jovens e são feitas de gás e poeira. Estes são os locais onde os planetas, como a nossa própria Terra, são formados.

Ou seja: nossa Terra já foi plana. Já foi. Passado do verbo ser. Significa que não é mais. Já tem uns 5 bilhões de anos que não é mais. Mais tempo do que você ligou da última vez pra sua avó.

Neste estudo, Miotello explica que a formação de estrelas e planetas começa com a formação de estruturas filamentares dentro de nuvens moleculares gigantes. Dentro desses longos filamentos, tipicamente são criadas dezenas de fibras menores que eventualmente se fragmentam em núcleos densos. Estes núcleos vão se colapsar para formar uma ou mais estrelas. À medida que o colapso prossegue, forma-se uma estrutura em forma de disco rotativo, através da qual a matéria se acumula na protoestrela ou protoplaneta, como podemos ver na figura abaixo.

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Esboço do processo de formação de estrelas e planetas de forma isolada. As classes evolutivas diferentes são esboçados de forma esquemática. [MIOTELLO, 2017]

A partir daí, uma série de eventos se desenrola e estes núcleos densos começam a atrair outras partículas e assim nascem os planetas e estrelas.

Então, meus queridos, apesar desse planeta já ter sido um grande biscoito (ou bolacha, como você preferir) hoje sabemos que não somos mais assim. E se alguém vier com essas ideias de Terra plana, você pega os seus dedinhos e faz assim pra pseudociência.

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Referências

  1. GOMIDE, Hanny Angeles; LONGHINI, Marcos Daniel. MODELOS MENTAIS DE ESTUDANTES DOS ANOS INICIAIS DO ENSINO FUNDAMENTAL SOBRE O DIA E A NOITE: UM ESTUDO SOB DIFERENTES REFERENCIAIS. Revista Latino-Americana de Educação em Astronomia, n. 24, p. 45-68, 2017.
  1. MIOTELLO, Anna et al. The puzzle of protoplanetary disk masses. 2018. Tese de Doutorado.

 

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Alquimia do universo – Parte II

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Figura 1:  Estrela Sh2-106. Imagem do Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA mostrando a estrela recém-formada Sh 2-106. Crédito: NASA/ESA

Continuamos a nossa série “Alquimia do universo” que começou aqui falando sobre os elementos criados durante o Big Bang. O evento que deu origem ao universo produziu a maior parte do hidrogênio e do hélio que existe! Isso não é pouca coisa quando consideramos que aproximadamente 98% de toda a matéria comum (bariônica) que forma você, as árvores, a Terra, o Sol é composta por hidrogênio e hélio.

Tudo muito bom e muito bonito mas hoje nós vamos falar das estrelas! ⭐ Antes de nós passarmos para nosso bate-bola estelar (e não, não vamos falar de falar de futebol 🤣), vamos falar sobre o que são estrelas.

Vídeo 1: SN 2006gy, uma estrela explodindo. Simulação de uma estrela extremamente massiva lançando algumas de suas camadas externas em uma grande erupção antes de colapsar violentamente. A explosão (do tipo supernova) por sua vez entra no gás expelido (em cor acobreada), que se encontra numa temperatura mais fria, criando um espetáculo de luz brilhante. Créditos: NASA/CXC/A.Jubett.]

Estrelas são bolas de gás e poeira com a particularidade que elas conseguiram juntar tanto gás e tanta poeira (graças à força gravitacional) que o núcleo dessas bolas esquentou, e esquentou, até atingir uma temperatura em torno de 4 milhões de Kelvins! Isso é tipo um cadinho menos que 4 milhões de graus Celsius! 🔥😵🔥 Essa temperatura é especial porque significa que agora a nossa “bolinha de poeira” tem energia suficiente para fusionar os núcleos de hidrogênio originando novos núcleos de hélio. E isso acontece bilhões de vezes por segundo, e cada fusão desse tipo gera mais energia, numa cadeia de inúmeras explosões atômicas. É essa energia liberada no processo de fusão que transforma a ex-bola de gás numa bola de gás incandescente: uma estrela.

Vídeo 2: Simulação sobre a formação estelar. O início da simulação parte de uma nuvem molecular distribuída esfericamente que, graças ao efeito da gravidade, começa a colapsar até eventualmente originar estrelas. Créditos: Youtube/Francis Villatoro.

Durante esse período no qual a estrela transforma o hidrogênio presente em seu núcleo em hélio, dizemos que a estrela está na sequência principal de sua evolução estelar. E essa também corresponde a maior fase da vida de uma estrela, como se fosse sua vida adulta.

Se você quer entender melhor como estrela evoluem, dá uma olhada nessa simulação maneiríssima onde você mesma, pessoa, escolhe o tamanho da sua estrela. Tá em português!

 

Só para dar uma ideia..
uma estrela como o nosso Sol demorou 50 milhões de anos para juntar energia suficiente antes de começar a fusionar hidrogênio. Ela está na sequência principal (fase adulta) há aproximadamente 5 bilhões de anos e assim vai permanecer por mais uns 5 bilhões de anos.🌞

 

Depois que a estrela queima o hidrogênio do seu núcleo, os eventos seguintes dependem da massa da estrela. Estrelas entre 0,08 até ~8 massas solares são consideradas estrelas de baixa massa. E estrelas superiores a 8 massas solares estão na categoria de estrelas massivas. A estrela mais massiva observada até hoje tem 265 vezes a massa do Sol, mas estima-se que no começo de sua fase na sequência principal sua massa foi de 320 vezes a massa do Sol! 🤯

Talvez você esteja pensando que estrelas de massivas “vivam” mais do que estrela com menos massa, mas é o contrário. A força gravitacional das estrelas massivas é maior do que as com menos massa. Por isso, a pressão do seu núcleo é muito maior, o que eleva ainda mais a temperatura, fazendo com que queimem o seu hidrogênio muito mais rápido do que estrelas menos massivas. Uma estrela com baixa massa fica na sequência principal por dezenas de bilhões de anos, enquanto estrelas massivas “apenas” por centenas de milhões de anos. Fala sério, vai me dizer que não bateu um alívio do Sol ser do time das baixinhas agora! 

 

Voltando ao assunto, depois que a estrela queima o hidrogênio do núcleo, ela passa a queimar outros elementos (ou o hidrogênio de camadas fora do núcleo), desde que ela atinja a energia de fusão desses outros elementos químicos. E, como você pode imaginar pelo papo que tivemos até aqui, quanto maior a massa da estrela, maior a temperatura que ela pode atingir. Então, quanto mais massiva, mais elementos químicos ela produz.

Sendo assim, estrelas de baixa massa têm energia suficiente para produzir carbono, nitrogênio e oxigênio. Estrelas massivas produzem esses elementos e continuam colapsando e subindo a temperatura de seus núcleos produzindo, subsequentemente, elementos químicos até chegar ao Ferro. Dá uma olha na tabela periódica a seguir para conferir os elementos.

Figura 2: Tabela periódica com elementos produzidos na natureza e legenda representando os eventos que os produzem. Em azul, nucleossíntese do Big Bang; em verde, a morte de estrelas de baixa massa; em rosa, fissão de raios cósmicos; em dourado, explosão de estrelas massivas; em roxo, colisão de estrelas de nêutrons; e em cinza, explosão de anãs brancas. Créditos: Wikipedia/Jennifer Johnson (OSU).

 

E agora vamos ao nosso bate-bola!

Evento: Nucleossíntese estelar

Quando acontece

Dentro das estrelas, durante a fase principal da vida das estrelas e depois em sucessivos processos anteriores a sua morte.

O que é 

As estrelas fundem elementos químicos através de fusão nuclear de forma a manterem sua estabilidade hidrostática: o equilíbrio entre a força gravitacional gerada pelo efeito sua própria massa (pressão “para dentro” da estrela) contra a radiação eletromagnética produzida durante a fusão dos elementos (pressão “para fora” da estrela).

O que é produzido

Desde do hélio-4, a partir do fusão dos núcleos de hidrogênio, até o oxigênio-16 em estrelas de baixa massa. Em estrelas massivas são produzidos elementos desde o hélio-4 até o ferro-56. Veja na tabela periódica a seguir os outros elementos químicos.

Escala de energia
  • o hélio-4 é produzido a temperaturas de 4 milhões de Kelvins;
  • o oxigênio-16 a 2 bilhões de Kelvins;
  • e o ferro-56 a 3 bilhões de Kelvins.
Em quanto tempo são produzidos
  • todo o hélio-4 é produzido em dezenas de milhões de anos;
  • a produção de oxigênio-16 em menos de 1 ano;
  • e, por fim, todo o ferro-56 em menos de 1 segundo!!!
Com que frequência ocorre 

Isso está acontecendo desde que o universo tinha aproximadamente 100 milhões de anos. Hoje, estima-se que o universo tem mais ou menos 14 bilhões de anos e em torno de 2 trilhões de galáxias. E cada galáxia tem em torno de 100 milhões de estrelas, das quais 90% estão na fase de transformar hidrogênio em hélio e as outras 10% estão produzindo outras coisas. Vou deixar para você contar quantas estrelas estão queimando hidrogênio nesse exato instante 😉

Os dados desse bate-bola foram retirados dessa aula super legal do Dr. Dmitry Semenov, Instituto de Astronomia Max Planck, na Alemanha.

 

Espero que você esteja pensando “tá legal, mas perá lá! E o que acontece depois disso? Como é que a estrela libera tudo isso no espaço? Cadê estrela de nêutrons, buracos negros e supernovas? Falta coisa aí!”. E você está certíssima, pessoa! E esse será o tema do nosso próximo papo: os elementos químicos produzidos na morte das estrelas. ⭐💥💀💫

Vídeo 3: Animação da formação de uma nebulosa planetária. Ao contrário do que o nome sugere nebulosas planetárias não dão origem a planetas. Elas são a sopa quente e poderosa de elementos químicos formadas após a explosão de anã branca. 🤩 Esse é tipo o de fim de vida que nosso Sol vai levar. 💥 Créditos: NASA/ESA/J.Gitlin(STScI).

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Resultados Recentes da Missão Juno

A sonda Juno, lançada pela NASA em 2011, tem como objetivo estudar profundamente o maior planeta do Sistema Solar, Júpiter. Aspectos como campo gravitacional, campo magnético e a composição do núcleo do planeta são alguns dos mistérios que Juno poderia ajudar a desvendar.

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Figura 1: 95 Minutos Sobre Júpiter. Fonte: https://www.nasa.gov/mission_pages/juno/images/index.html

Na mitologia Juno é a esposa do deus Júpiter e muitas brincadeiras foram feitas em relação a sonda, visto que muitos satélites de Júpiter, como Europa, Calisto e Io têm nomes de amantes de Júpiter.

Juno entrou na órbita de Júpiter em meados de 2016, e já estamos colhendo os frutos da missão. Quatro artigos sobre os resultados de Juno foram publicados na edição de 8 de março da revista Nature.

Entre as descobertas, divulgou-se que as famosas faixas atmosféricas de Júpiter, já conhecida desde Galileu Galilei, seriam mais profundas do que se imaginava. A superfície visível de Júpiter é dividida em um número de bandas paralelas com o equador. Existem dois tipos de bandas: “zonas”, que possuem uma cor clara, e “cinturões”, bandas de cor mais escura. A diferença na aparência entre zonas e cinturões é causada por diferenças na opacidade das nuvens. As bandas de Júpiter são limitadas por fluxos atmosféricos zonais chamados “jatos”. Os fluxos atmosféricos (ventos) do planeta gigante se estendem profundamente em sua atmosfera e duram mais do que os processos atmosféricos similares encontrados aqui na Terra.

Os jatos penetrariam cerca de 3.000 quilômetros de profundidade e conteriam uma massa equivalente a três Terras, cerca de 1% da massa de Júpiter. Em contraste, a atmosfera da Terra tem menos de um milionésimo da massa total da Terra.

A sonda Juno tem fornecido uma imagem em 3D desses fluxos. Como os ventos de Júpiter podem chegar a cerca de 360 km/h, isso perturba a massa espalhada pelo planeta. Portanto, o mapeamento do campo gravitacional de Júpiter pode esclarecer o quão profundo essas faixas se estendem abaixo da superfície. Quanto mais profundos os jatos, mais massa eles contêm, levando a um sinal mais forte do campo gravitacional. Assim, a magnitude da assimetria na gravidade determina a extensão das correntes de jato.

 

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Figura 2: Hemisfério Sul de Júpiter. Fonte: https://www.nasa.gov/mission_pages/juno/images/index.html

Outro resultado interessante é que sob a camada climática Júpiter giraria quase como um corpo rígido e não como um fluído como esperávamos para um planeta gasoso. Isso ocorre porque as altas pressões encontradas no planeta geram forças que impedem os ventos de fluirem em direções opostas.

Já os pólos de Júpiter são um contraste gritante com os cinturões e zonas que circundam o planeta em latitudes mais baixas. Seu pólo norte é dominado por um ciclone central cercado por oito ciclones circumpolares com diâmetros que variam de 4.000 a 4.600 quilômetros de diâmetro. O pólo sul de Júpiter também contém um ciclone central, mas é cercado por cinco ciclones com diâmetros que variam de 5.600 a 7.000 quilômetros de diâmetro.

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Figura 3: Formações de Nuvem em Júpiter. Fonte: https://www.nasa.gov/mission_pages/juno/images/index.html

A sonda Juno tem feito um ótimo trabalho possibilitando descobertas fantásticas, podendo até colaborar para desvendar os mistérios da formação planetária. Além disso, Juno tem nos fornecido belíssimas imagens, como podemos ver no decorrer do texto.

Referências:

[1] Ingersoll, A.P.; Dowling, T.E.; Gierasch, P.J.; et al. (2004). “Dynamics of Jupiter’s Atmosphere”. In Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere.

[2]L. Iess, et al., “The measurement of Jupiter’s asymmetric gravity field,” Nature volume 555, pages 220–222 (08 March 2018).

[3] Y. Kaspi, et al., “Jupiter’s atmospheric jet-streams extending thousands of kilometers deep,” Nature volume 555, pages 223–226 (08 March 2018).

[4] T. Guillot, et al., “A suppression of differential rotation in Jupiter’s deep interior,” Nature volume 555, pages 227–230 (08 March 2018).

[5] A. Adriani, et al., “Clusters of Cyclones Encircling Jupiter’s Poles,” Nature volume 555, pages 216–219 (08 March 2018).

 

 

 

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As luas geladas e suas implicações para a astrobiologia: Conheça Europa

Parte II

No primeiro texto dessa incrível série que fala das “luas geladas”, conhecemos um pouco mais sobre o que são essas luas, o que elas precisam ter para receber essa definição e falamos brevemente sobre Europa e sobre algumas missões espaciais que estão por vir. Quem quiser relembrar da primeira parte da nossa jornada, é só clicar aqui. A parte II da nossa saga, que ainda fala das luas de Júpiter, agora foca em Europa.

Características indispensáveis para que a vida possa existir e ser mantida:

Antes de falar desse satélite, gostaria resgatar um pedacinho do nosso primeiro texto para lembrarmos o que essas luas precisam ter para serem consideradas “luas geladas”. Para receberem esse título, os satélites naturais, cobertos principalmente por gelo, que orbitam os gigantes gasosos do nosso Sistema Solar precisam apresentar os três seguintes pré-requisitos:

  • um meio líquido,
  • uma fonte de energia e
  • condições necessárias para a formação de moléculas complexas responsáveis pelo surgimento e pela manutenção da vida.

Uma viagem por Europa

Feito! Com isso em mente, vamos focar na nossa lua principal, Europa, e entender com um pouco mais de detalhes como encontramos esses três pré-requisitos.

  1. Presença de meio líquido:

Sendo a menor das quatro “luas geladas” de Júpiter, Europa é formada por um núcleo metálico envolto por uma crosta, ambos localizados abaixo de uma camada de água (na forma líquida e de gelo). Estima-se que essa camada de água tenha de 80 a 170 quilômetros de extensão, sendo composta de uma crosta congelada localizada logo acima de um oceano líquido. A existência de um oceano global abaixo de sua crosta de gelo é o elemento mais importante para a habitabilidade de Europa e seu estudo é de grande interesse para determinar se a vida foi ou é capaz de surgir e de se manter na lua.

  1. Fonte de energia:

A superfície de Europa é plana e recente, com poucas crateras antigas, o que indica que é renovada constantemente. Podemos assumir que exista essa renovação constante devido ao fato de que a lua está submetida a constantes bombardeamentos, e que, se não há crateras antigas expostas, deve haver uma renovação da superfície para que ela esteja sempre lisa. Os processos responsáveis por essa renovação seriam inúmeros, dentre eles: erupções locais de água aquecida e sob pressão; elevação e submersão de sólidos congelados e líquidos em algumas regiões; rupturas de camadas superficiais de gelo, etc.

Outra característica importante de Europa, que também remete a renovação da superfície é a existência de uma variedade de linhas escuras que cruzam sua superfície (Figura 1). Dentre as possíveis hipóteses que tentam explicar esse padrão, a mais aceita diz que essas linhas devem ter sido formadas por uma série de erupções de gelo aquecido ao passo que a crosta da lua se abria para expor camadas interiores mais quentes. Uma possível explicação para o surgimento de suas linhas antigas torna Europa ainda mais interessante. Imagens provenientes das sondas Voyager e Galileo revelaram evidências de processos geológicos tais quais os que ocorrem aqui na Terra em regiões de convergência de placas tectônicas, quando uma placa se desloca para baixo de outra. A existência dessas placas em Europa faria dela o único corpo celeste que possui placas tectônicas além da Terra.

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Figura 1. Superfície de Europa. As linhas que cobrem sua superfície tiveram a coloração adicionada para que ficassem mais visíveis. Fonte: Nasa/JPL-Caltech/SETI Institute.

Outro fator interessante é em relação à sua atmosfera. Observações realizadas pelo Hubble revelaram que a atmosfera fina de Europa é composta principalmente por oxigênio molecular (em sua camada interior) e hidrogênio molecular (em sua camada exterior). Infelizmente, para astrobiólogos, esse oxigênio não indica atividade biológica, sendo proveniente da quebra da molécula de água na superfície da lua. Essa quebra é ocasionada pela radiação ultravioleta do Sol e por partículas carregadas da magnetosfera de Júpiter (íons e elétrons). Dessa forma, podemos então encontrar as principais fontes de energia nessa lua, sendo elas a energia do núcleo metálico (decaimento radioativo dos elementos), da força das marés (do oceano interno), e da radiação de Júpiter.

  1. Condições necessárias para a formação de moléculas complexas

Considerando que Europa tenha uma origem condrítica (formada de poeira e pequenos grãos presentes no início do Sistema Solar) e levando em consideração o contexto de intenso bombardeamento no qual está inserida, a lua teria uma variedade de compostos essenciais para a vida semelhante tal qual como conhecemos na Terra. Adicionalmente, atividades hidrotermais, se constatadas como presentes, transportariam esses elementos do manto para os oceanos, fazendo com dessa interação oceano-rocha, um componente de extrema relevância para a formação de moléculas complexas e do desenvolvimento da vida.

Portanto, até agora, temos Europa preenchendo os nossos 3 pré-requisitos: 1) existência de um meio líquido: água na forma de gelo na crosta de Europa e na forma líquida, encontrada em seu oceano interno; (2) fonte de energia: força de maré originada no oceano interno da lua, decaimento radioativo de seu núcleo metálico, e possivelmente também proveniente da radiação ionizante dos anéis radioativos de Júpiter; (3) condições necessárias para a formação de moléculas complexas: provável interação água líquida-rocha no leito oceânico da lua e possível origem exógena (de fontes externas à lua), devido ao intenso contexto de bombardeamento em que Europa está inserida.

Somado à esses pré-requisitos modelos atuais de Europa sugerem que condições como temperatura, pressão, pH e salinidade dos oceanos internos estão dentro dos limites capazes de suportar vida como conhecemos. Além disso, as informações atuais sobre a lua indicam que Europa não só pode ser habitável  nos dias atuais como provavelmente foi assim durante a maior parte da história do nosso Sistema Solar. Daí o extremo interesse em estudar essa lua e a necessidade da criação de missões de exploração,que serão abordadas em mais detalhes em no nosso último texto dessa série. Futuras observações, particularmente aquelas realizadas através de pousos na sua superfície e coleta de material, permitirão análises não apenas qualitativas, mas também quantitativas sobre o potencial habitável de Europa, especialmente quanto às fontes de energia disponíveis e evolução química de seu oceano.

É fascinante entender o quão importante algumas das luas do Sistema Solar podem ser na busca pela vida fora do nosso planeta. Espero que tenham gostado de conhecer um pouco mais sobre Europa e que estejam ansiosas para saber mais sobre a nossa vizinhança cósmica. No próximo texto, ainda estaremos em Júpiter, mas vamos viajar por outras de suas luas, também incríveis e de amplo interesse astrobiológico: Ganimedes, Calisto e Io.

Referências:

ANDERSON, J. D. et al. Europa’s differentiated internal structure: Inferences from four Galileo encounters. Science, v. 281, n. 5385, p. 2019-2022, 1998.

CANUP, R. M.; WARD, W. R. Formation of the gallilean satellites: conditions of accretions. The Astronomical Journal, v. 124, n. 6, p. 3404-3423, 2002.

CARR, M. H. et al. Evidence for a subsurface ocean on Europa. Nature, v. 391, n. 6665, p. 363-365, 1998.

CHYBA, C. F. Energy for microbial life on Europa. Nature, v. 403, n. 6768, p. 381-382, 2000.

FIGUEREDO, P. H.; GREELEY, R. Resurfacing history of Europa from pole- -to-pole geological mapping. Icarus, v. 167, p. 287-312, 2004.

GALANTE, D. et al. Astrobiologia [livro eletrônico]: uma ciência emergente. Tikinet Edição: IAG/USP, São Paulo, 2016.

IRWIN, L. N.; SCHULZE-MAKUCH, D. Assessing the plausibility of life on other worlds. Astrobiology, v. 1, n. 2, p.143-160, 2001.

KARGEL, J. S. et al. Europa’s crust and ocean: origin, composition and the prospects for life. Icarus, v. 148, 39, 2000.

MCKINNON, W. B.; ZOLENSKY, M. E. Sulfate content of Europa’s ocean and shell: Evolutionary considerations and some geological and astrobiological implications. Astrobiology, v. 3, n. 4, p. 879-897, 2003.

PARANICAS, C.; CARLSON, R. W.; JOHNSON, R. E. Electron bombardment of Europa. Geophys. Res. Lett, v. 28, n. 4, p. 673-676, 2001.

PASACHOFF, Jay M.; FILIPPENKO, Alex. The Cosmos: Astronomy in the new millennium. Cambridge University Press, 2013.

SCHUBERT, G. et al. Interior composition, structure and dynamics of the Galilean satellites. Jupiter: The planet, satellites and magnetosphere, v. 1, 2004.

SHOWMAN, A. P.; MALHOTRA, R. The Galilean satellites. Science, v. 286, p. 77-84, 1999.

WORTH, R. J.; SIGURDSSON, S.; HOUSE, C. H. Seeding life on the moons of the outer planets via lithopanspermia. Astrobiology, v. 13, p. 1155-1165, 2013.

ZOLOTOV, Mikhail Y.; SHOCK, Everett L. Energy for biologic sulfate reduction in a hydrothermally formed ocean on Europa. Journal of Geophysical Research: Planets, v. 108, n. E4, 2003.

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Alquimia do universo: como produzir elementos químicos – Parte I

No artigo anterior, falamos sobre a observação da colisão de estrelas de nêutrons GW170817 e como graças à ela cientistas confirmaram a origem e abundância de 54 elementos químicos. Sim! A gente não tinha certeza de como foram produzidos muitos dos elementos que encontramos aqui na Terra, como o ouro, a prata e a platina. Imaginávamos — quer dizer, tínhamos as teorias — mas a prova mesmo chegou depois de 17 de agosto de 2017.

Dos 118 elementos químicos que conhecemos 24 são produzidos artificialmente em grandes laboratórios e 94 são produzidos naturalmente. E por natureza aqui nós não estamos falando do nosso pequeno planetinha. Estamos falando de estrelas, da morte de estrelas, da colisão entre estrelas, de fissão de raios cósmicos e do início do universo!

Nucleossíntese é o processo de sintetizar elementos químicos, ou seja, “colar” próton com próton e próton com nêutron, e em quantidades suficientes para “povoar” todo o cosmos com elementos químicos. E esse será o tema desta série de artigos sobre “Alquimia do universo: como produzir elementos químicos”.


Figura 1: Imagem em raios-X da supernova Cassiopeia A mostra como alguns elementos pesados são produzidos durante a explosão de estrelas massivas (supernova): silício (em vermelho), sulfúreo (amarelo), cálcio (verde) e ferro (roxo). As supernovas são uns dos eventos mais importantes na produção de elementos químicos. Créditos: NASA/CXC/SAO

Para preparar o terreno, alguns comentários sobre as escalas vamos usar para falar nesses eventos.

Kelvin
Indicamos a temperatura em Kelvin (K), escala absoluta de temperatura.
Só para ter uma ideia:

  • 0 K é o zero absoluto, equivalente a negativos 273,15 graus Celsius!
  • a temperatura do universo hoje é aproximadamente 2,7 K.
  • a temperatura ambiente de 20 graus Celsius é equivalente a 293 K.

Elétron-volts
É comum usar elétron-volts (eV) para falar sobre escala de energia, principalmente quando falamos em escalas de energia para acelerar partículas. Por definição, 1 eV é a energia cinética (energia convertida em movimento) que 1 elétron ganha quando é acelerado por uma diferença de potencial elétrico de 1 Volt no vácuo.
Só pra dar uma ideia:

  • a tomada da sua casa tem uma diferença de potencial de 110 Volts para acelerar milhares de elétrons presentes nos fios de cobre da sua instalação elétrica.
  • no CERN, o acelerador de partículas mais importante do mundo, cientistas atingiram o recorde de 13 TeV (1012 eV) numa colisão entre dois feixes de partículas. Ou seja, eles produziram energia suficiente para acelerar 13 trilhões de elétrons com uma diferença de potencial elétrico de 1 Volt no vácuo!

A escala de energia da nucleossíntese do Big Bang, evento que vamos falar a seguir, é de milhares de elétron-volts, 1 keV a 100 keV (103 eV) e a temperatura entre milhões e bilhões de Kelvins!

Figura 2: Tabela periódica com elementos produzidos na natureza e legenda representando os eventos que os produzem. Em azul, nucleossíntese do Big Bang; em verde, a morte de estrelas de baixa massa; em rosa, fissão de raios cósmicos; em dourado, explosão de estrelas massivas; em roxo, colisão de estrelas de nêutrons; e em cinza, explosão de anãs brancas. Créditos: Wikipedia/Jennifer Johnson (OSU).

 

Evento: Nucleossíntese do Big Bang

Quando aconteceu: nos primeiros 3 minutos de existência do universo, há quase 14 bilhões de anos atrás. E, olha, já tinha acontecido muita coisa nesses 3 minutos: inflação, surgimento dos quarks, depois dos hádrons (prótons e nêutrons são bárions, tipos de hádron). Depois os neutrinos apareceram. Depois léptons, entre eles os elétrons. E, depois de tudo isso, a nucleossíntese aconteceu.

O que é: a nucleossíntese confinou prótons e nêutrons juntos, formando os primeiros núcleos atômicos.

O que foi produzido: Estima-se que o hidrogênio e o hélio constituem, mais ou menos, 74% e 24%, respectivamente, de toda a matéria (bariônica) do universo! E a maior parte do hidrogênio e hélio-4 encontrados no universo foram produzidos durante a nucleossíntese. Assim como pequenas quantidades de deutério (hidrogênio-2) , hélio-3 e lítio-7. Deutério, hélio-3, hélio-4 e lítio-7 são isótopos. (No fim do artigo você encontra uma pequena nota sobre isótopos.)

Escala de energia: 109 K a 107 K (100 keV a 1 keV).

Em quanto tempo produziu: uns 20 minutos.

Com que frequência ocorre: o Big Bang é por definição o evento que deu origem a tudo que existe, então ele aconteceu uma única vez. Porém nas teorias de universo cíclico o universo teria tido vários inícios, ou seja, ele se contrai e expande a cada dezenas (centenas?) de bilhões de anos. Mesmo que seja o caso, a cada contração tudo o que existe seria destruído durante o colapso. Então, se o universo for cíclico, ele necessariamente só tem 1 (um) evento de Big Bang por ciclo.

Nos vemos no próximo artigo para falar sobre os elementos produzidos durante a vida e morte de estrelas.
Até lá! 😀


Nota
Isótopos de um elemento químico têm o mesmo número de prótons e diferentes números de nêutrons. Hélio-3 e hélio-4 são isótopos estáveis do hélio; deutério é um dos isótopos instáveis do hidrogênio; e o lítio-7 é o tipo mais comum de lítio encontrado na natureza e é um dos seus dois isótopos estáveis, o outro é o lítio-6.


 

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Cientista brasileira lidera projeto em busca da energia escura

Texto escrito em parceria com @ruajosephine.

Até o final da década de 1990 a expansão do universo ainda era uma incógnita. Não sabíamos ao certo se o universo era estático, se estava em expansão desacelerada ou acelerada.  A teoria da gravidade de Albert Einstein predizia que o universo teria energia suficiente para estar em expansão, mas que a gravidade faria esse fenômeno diminuir gradativamente. Em 1998, com as observações de supernovas através do telescópio espacial Hubble (HST) foi compreendido que o universo está realmente se expandindo, e a cada momento mais rápido! Ninguém sabia explicar o que tornaria sua expansão acelerada com o passar do tempo. E, por isso, imaginou-se uma energia capaz de contrapor a força gravitacional e, ao mesmo tempo, de difícil (talvez impossível?) detecção, chamada de energia escura.

E afinal, o que é energia escura?

Desconhecemos mais do que conhecemos. Sabemos a quantidade da energia escura pelo quanto que ela interfere na expansão do universo. Calcula-se que o espaço-tempo seja constituído de aproximadamente 68% de energia escura, 27% de matéria escura (outra força que ainda é um mistério) e menos de 5% de matéria “normal”, a matéria que conhecemos que forma planetas, estrelas e nós, conhecida como matéria bariônica. [1]

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O diagrama acima representa as possíveis mudanças na taxa de expansão desde o surgimento do universo há quase 14 bilhões de anos. Crédito: NASA / STSci / Ann Feild.

As ciências físicas e astronômicas vêm investindo em pesquisas no campo da cosmologia para compreendermos melhor os fenômenos que acontecem no universo, desde a sua formação, sua expansão acelerada até as origens de elementos químicos. E uma das observações mais incríveis aconteceu no dia 17 de agosto de 2017: duas estrelas de nêutrons colidiram em uma galáxia há 130 milhões de anos-luz de distância da Terra e pela primeira vez detectamos esse tipo de evento [2]. A colisão, conhecida como kilonova, emitiu um pulso de ondas gravitacionais forte o suficiente para ser detectado pelos instrumentos do Observatório Interferométrico de Ondas Gravitacionais (LIGO), nos Estados Unidos, e do Observatório Interferométrico Europeu VIRGO, na Itália. O fenômeno permitiu calcular a atual taxa de expansão local do Universo, a constante de Hubble. O valor encontrado coincide com medidas da constante de Hubble obtidas por diversos outros métodos em pesquisas realizadas no mundo todo [3]. Foi a primeira vez que um evento de proporções astronômicas foi simultaneamente visto (em diferentes comprimentos de ondas) e ouvido (através da reconstrução do sinal das ondas gravitacionais), dando início a uma nova era da astronomia.

Uma das cientistas importantes envolvidas com a detecção é a astrofísica capixaba Marcelle Soares-Santos. Marcelle é coordenadora do projeto Dark Energy Survey (DES) que descobriu e analisou a contrapartida óptica do evento de onda gravitacional de agosto de 2017, GW170817. Lembra que falamos de “ver” e “ouvir” a colisão? A equipe que a Marcelle lidera é responsável pela parte do “ver” que de fato nossos olhos poderiam ver (luz visível).

Quem é Marcelle Soares-Santos

Marcelle é graduada em física pela Universidade Federal do Espírito Santo (UFES), mestra e doutora em astronomia pela Universidade de São Paulo (USP). Foi pós-doutoranda e, posteriormente, pesquisadora principal do Fermi National Accelerator Laboratory (Fermilab/EUA), um dos mais importantes centros de investigação sobre física de partículas. Ela era a única brasileira presente entre os 16 líderes de grupos de pesquisa ao anunciarem a detecção da colisão das estrelas de nêutrons na sede da National Science Foundation (EUA). Imagina: umas das 16 pessoas a chefiar os 3.500 cientistas por trás de uma das mais importantes descobertas da Ciência.

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A líder do DES, Marcelle Soares-Santos, na sede da National Science Foundation (EUA) divulgando os resultados da observação GW170817 no espectro óptico. Crédito: Dark Energy Survey.

Ela atua no Fermilab desde 2010, participando da construção de um dos maiores detectores de luz já construídos: uma câmera de 570 megapixels (aquelas câmeras profissionais que você acha incríveis têm em média 20 megapixels!!!), a DECam, instalada no telescópio Blanco no Cerro Tololo Inter-American Observatory (Chile). A DECam mapeia 300 milhões de galáxias para o projeto Dark Energy Survey. Foi com essa câmera que a equipe da Marcelle entrou para a História ao capturar e analisar a parte visível da colisão entre estrelas de nêutron de 2017, a primeira detecção de colisão desse tipo. Hoje Marcelle compartilha seus saberes sendo professora pesquisadora na Universidade Brandeis, em Massachusetts, também nos EUA.

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Imagem no espectro visível da colisão entre estrelas de nêutrons GW170817. À esquerda temos a imagem da kilonova até 1,5 dias depois da explosão. À direita percebemos que a explosão já não é tão visível após 14 dias. Créditos: Dark Energy Survey.

Convidada pelas Cientistas Feministas, Marcelle nos contou mais sobre sua carreira como astrofísica e sobre o projeto Dark Energy Survey.

Cientistas Feministas: A energia escura é um dos grandes mistérios da física. Mas o que lhe motivou, em particular, a estudar energia escura e a expansão do universo?

Marcelle: Minha curiosidade a respeito do mundo físico ao meu redor começou quando eu era criança. À medida que fui crescendo e avançando nos estudos, descobri que a Física era a disciplina certa para satisfazer essa curiosidade. O tópico da energia escura e expansão do universo, em particular, cativou meu interesse no último ano do ensino médio, quando li um artigo sobre cosmologia falando que mais de 2/3 do universo atual é composto de uma forma de energia cuja natureza física ainda é desconhecida. Entender a energia escura passou a ser um foco dos meus estudos a partir dali.

CsFs: Entender os processos de expansão do universo tem muitas barreiras principalmente por conta dos nossos limites tecnológicos. Se você pudesse obter qualquer observável no Universo, o que você imaginaria que seria o mais fantástico para avançar no entendimento sobre a energia escura?

M: O problema da energia escura é um desafio tão grande que a comunidade científica vai precisar de um conjunto grande e coerente de dados para resolvê-lo. Infelizmente não existe uma “bala de prata” que consiga esclarecer essa questão. É por isso que, por exemplo, meu grupo de pesquisa envolve desde estudos de aglomerados de galáxias e lentes gravitacionais (com a pesquisadora brasileira Dra. Maria Elidaiana Pereira, que veio para Brandeis em Outubro de 2017 depois de concluir o doutorado no CBPF, Rio de Janeiro) até o desenvolvimento de novas técnicas, como por exemplo, ondas gravitacionais.

CsFs: A captação da colisão de estrelas de nêutrons do dia 17 de agosto de 2017 repercutiu o mundo inteiro e pode revolucionar os estudos de física. Como você enxerga esse fenômeno e as possibilidades de mudanças para a ciência a partir dessas novas descobertas? E do ponto de vista do avanço no entendimento da energia escura?

M: O evento observado no dia 17 de agosto, conhecido pela sigla GW170817, foi importante para mim pessoalmente porque é a primeira vez que temos prova empírica de que podemos utilizar esses eventos para estudar a energia escura. Essa nova técnica que vinha sendo desenvolvida há anos pela comunidade realmente funciona! Foi importante para a comunidade científica no mundo inteiro porque abre uma nova janela observacional, que permite estudar vários fenômenos astrofísicos de uma nova perspectiva. A partir desse evento podemos agora estudar a origem de elementos pesados (como ouro, platina) no universo, podemos entender a evolução de estrelas de nêutrons, história de formação de sistemas estelares binários, física de partículas fundamentais como os neutrinos… Há uma variedade enorme de tópicos a serem estudados!

CsFs: Uma grande parte da sua pesquisa é identificar ondas gravitacionais no espaço a partir da DECam. Como o registro de ondas gravitacionais pode contribuir com seus estudos?

M: O papel da DECam é busca rápida a partir da detecção do evento de ondas gravitacionais pela rede de detectores LIGO/Virgo. Nossa câmera não é capaz de ver ondas gravitacionais, mas é capaz de identificar a fonte luminosa correspondente. Isso nos permite então combinar o sinal de ondas gravitacionais e as imagens do evento, para determinar suas propriedades.

CsFs: A câmera que vocês desenvolveram tem uma capacidade excepcional de registrar o universo. O que você espera da DECam com esses cinco anos de pesquisa e registros de imagens do universo?

M: Esperamos observar aproximadamente 10 eventos nos próximos anos!

CsFs: Trabalhar com grandes fenômenos da natureza certamente proporciona grandes emoções. Até agora qual foi o momento mais emocionante em sua carreira como cientista? Conte-nos detalhes dessa história!

M: O momento mais emocionante foi definitivamente 17 de agosto as 07h41min da manhã (Chicago time), quando GW170817 ocorreu. É muito raro a gente estar envolvido em uma descoberta dessa magnitude!

CsFs: O Fermilab é um dos maiores Institutos de física do mundo. Como foi trabalhar lá?

M: Tenho lembranças maravilhosas do tempo que passei no Fermilab. Trabalhar num centro de pesquisa grande pode ser muito estimulante e o grupo de Cosmologia e Astrofísica, em que eu trabalhei, é excepcional nesse sentido.

CsFs: Atualmente você é professora universitária na Brandeis University, em Massachusetts. Como está sendo essa transição de compartilhar o laboratório com a sala de aula?

M: Aqui em Brandeis, além de ensinar para formação da próxima geração de físicos, minha pesquisa está tomando novas dimensões. Eu agora tenho meu próprio grupo de pesquisa e planos de engajar estudantes e pós-doutores em projetos de grande impacto, em colaboração com uma comunidade acadêmica vibrante e inspiradora.

CsFs: Como a colisão de estrelas de nêutrons registrada em agosto desse ano repercutiu para seus alunos na faculdade?

M: A universidade toda, desde estudantes até o topo da administração, ficou muito entusiasmada. É maravilhoso ver um membro da nossa comunidade fazer uma descoberta de impacto!

É maravilhoso para nós vermos a Dra. Marcelle Soares-Santos desvendando os mistérios do universo! Estamos muito felizes em trazer uma cientista com a sua trajetória e sucesso para nos explicar questões cosmológicas. Ela nos inspirar a olhar para o céu e tentarmos entender quem somos (terráqueos viajantes do Cosmos).

Agradecimentos:

À Dra. Maria Elidaiana da Silva Pereira por ter intermediado essa entrevista. As CsFs desejam muito sucesso em Brandeis.

Referências:

[1] https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-is-dark-energy;

[2] https://cientistasfeministas.wordpress.com/2017/11/23/todo-o-ouro-do-universo-colisao-de-estrelas-de-neutrons/

[3] http://revistapesquisa.fapesp.br/2017/10/17/detectada-pela-primeira-vez-colisao-de-estrelas-de-neutrons-inaugura-nova-era-na-astronomia/.

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Todo o ouro do Universo: colisão de estrelas de nêutrons

A meta hoje é impressionar. É fazer teu queixo cair. Você já deve ter ouvido falar sobre a colisão de estrelas de nêutrons que foi divulgada no mês passado. Nós reunimos a seguir os números mais interessantes dessa empreitada cósmica. #VamoBora!

Ilustração artística da colisão de estrelas de nêutrons.
Créditos: NSF/LIGO/Sonoma State University/A. Simonnet

1 evento inédito: nós vimos e “ouvimos” a colisão entre 2 estrelas de nêutrons!

20 Km é o raio médio de cada uma dessas estrelas.

1.000.000.000.000 Kg é aproximadamente quanto pesa 1 colher de chá de estrela de nêutrons. Sim! Se fosse possível medir uma colherinha de chá desses objetos, ela pesaria o mesmo que o Monte Everest!

1min e 40 segundos foi o tempo de duração do impacto entre as 2 estrelas.

50 vezes a massa da Terra foi a quantidade de prata produzida durante a colisão,

100 vezes a massa da Terra em ouro e

500 vezes a massa da Terra em platina!

70 observatórios no chão e no espaço observaram o fenômeno.

3.500 cientistas de 910 instituições ao redor do mundo escreveram o artigo sobre a

observação.

R$ 3.200.000.000 é o investimento aproximado da Fundação Nacional de Ciência (NSF/EUA) desde construção em 1990 até 2016 do observatório LIGO, o primeiro a medir ondas gravitacionais.

Isso é ciência que faz os pelinhos do braço arrepiarem, não é mesmo? (Fora quando a gente lembra que o orçamento proposto para toda a pasta do MCTIC em 2018 é R$ 1.680.000.000… Essa dá arrepio… ruim… na espinha…)


Mais ondas gravitacionais!

Ano passado foi divulgada a primeira observação de ondas gravitacionais durante uma colisão de buracos negros pelos cientistas do observatório LIGO. De lá pra cá, a detecção já recebeu prêmio Nobel de Física e mais 4 colisões de buracos negros foram divulgadas (a última em 15/11/17). A coisa já está tão rotina que ninguém se comove mais. Na verdade, tudo está acontecendo conforme o previsto: as observações passam a ser corriqueiras e os dados são coletados sem muito alarde quando os fenômenos e os processos passam a ser conhecidos. As novidades virão quando a análise dos dados trouxer à luz o desconhecido…

E tchan tchan tchan!!! Novidades vieram bonitas e cintilantes no último 16 de outubro com a divulgação da primeira observação da colisão de duas estrelas de nêutrons!

Simulação do giro fatal de duas estrelas de nêutrons.
Crédito: Goddard Space Flight Center da NASA / CI Lab

Na animação acima “as estrelas de nêutrons condenadas giram em direção a sua morte. As ondas gravitacionais (arcos pálidos) sangram a energia orbital, fazendo com que as estrelas se aproximassem e fundissem. À medida que as estrelas colidem, alguns detritos se afastam em jatos de partículas movendo-se a quase a velocidade da luz, produzindo uma breve explosão de raios gama (magenta). Além dos jatos ultra rápidos que alimentam os raios gama, a fusão também gera detritos móveis mais lentos. Um fluxo gerado pela acreção do remanescente da colisão emite luz ultravioleta que se desvanece rapidamente (violeta). Uma nuvem densa de detritos quentes são arremessados das estrelas de nêutrons logo antes da colisão produzir luz visível e infravermelha (azul-branco através de vermelho). O brilho UV, óptico e infravermelho próximo é designado coletivamente como um kilonova. Mais tarde, uma vez que os restos do jato dirigido para nós se expandiram para a nossa linha de visão, os raios X (azul) foram detectadas. Esta animação representa fenômenos observados até nove dias após o GW170817.” (Citação traduzida da descrição do vídeo da animação.)

Nesse caso dois foram os observatórios que detectaram as ondas gravitacionais: o primeiro o VIRGO, na Itália, e depois o LIGO, nos EUA. Nós já discutimos aqui no blog das Cientistas Feministas o que são ondas gravitacionais, porquê elas são bacanas e como esses interferômetros funcionam. Então, vamos partir para alguns detalhes da colisão das estrelas de nêutrons.

 

Diário de pesquisa de 2 estrelas morrendo e 70 observatórios

Há mais de 130 milhões de anos atrás, 2 estrelas de nêutrons, com aproximadamente 20 Km de diâmetro cada, e orbitando uma entorno da outra a 300 Km de distância, começaram a ganhar velocidade (aproximadamente ⅓ da velocidade da luz) enquanto se aproximavam cada vez mais nos momentos que se seguiram a sua colisão.

Muito tempo depois, no dia 17 de agosto de 2017 do calendário terráqueo, o observatório VIRGO detectou o sinal de ondas gravitacionais compatível com o esperado de colisões entre 2 estrelas de nêutrons. E 22 milisegundos depois, o observatório LIGO detectou o mesmo sinal.

“Ouvindo” a colisão de 2 estrelas de nêutrons: reconstrução do sinal de GW170817.
Presta atenção depois dos 50s!
Créditos: LIGO/University of Oregon/Ben Farr

 

Em menos de 1,7 segundos depois (de VIRGO), o telescópio espacial Fermi (NASA/EUA) detectou um pico fraco de luz altamente energética (raios gama do espectro electromagnético).

 

Comparando sinais: Observe que o pico no sinal de raios gama detectado pelo telescópio Fermi/NASA ocorre aproximadamente 2 segundos depois que ondas gravitacionais atingem os detectores do observatório LIGO.
Créditos: NASA’s Goddard Space Flight Center, Caltech/MIT/LIGO Lab

A partir das  informações dos três observatórios foi possível triangular a região no espaço aonde estaria a fonte e, sabendo-se que uma coincidência desse tipo tem 0,2% de chance de acontecer, mais de 70 observatórios na Terra e no espaço receberam as coordenadas para observar o evento. Nas duas semanas que sucederam, o fenômeno foi observado em várias frequências do espectro eletromagnético, além dos raios gama: raios X, ultravioleta, luz visível, infravermelho e rádio. É a primeira vez que vemos (espectro eletromagnético, inclusive visível) e “ouvimos” (ondas gravitacionais) um evento desse tipo. E por isso, o evento de detecção de ondas gravitacionais GW170817 será o marco que deu início a astronomia de multi-mensageiros.  Dá uma olhada na animação anterior simulando os dados obtidos nos 9 primeiros dias.

 

Resultado: Kilonovas trazem ouro, muito ouro! E mais da metade dos elementos da tabela periódica!

É basicamente isso: 54 elementos da tabela periódica ainda não tinham sua origem e/ou abundância confirmada pelos cientistas. Suspeitava-se que fossem formados em eventos tais como colisões de estrelas de nêutrons, mas só agora fomos capazes de ter certeza.

A origem dos elementos do Sistema Solar.
Créditos: Jennifer A. Johnson/The Ohio State University/NASA/ESA

 

Na tabela periódica acima temos indicadas as origens dos elementos: em azul os que foram produzidos durante o Big Bang; em violeta os gerados durante fissão de raios cósmicos; em verde, durante explosão de estrelas massivas; em azul claro, durante explosão de anãs brancas; em amarelo, durante a morte de estrelas de baixa massa; e, finalmente, 54 elementos (todos mais pesados que o zircônio) são produzido em explosões causadas pela colisão de estrelas de nêutrons (kilonovas).

Lembra dos números do início do artigo? Só para se ter uma ideia, foram produzidos em aproximados 1,5 minuto mais 50 vezes a massa da Terra em prata, 100 vezes a massa da Terra em ouro, 500 vezes a massa da Terra em platina, e mais as respectivas proporções dos outros 51 elementos. É estimado que esse único evento de kilonova espalhou mais de R$ 320 octilhões de reais só em ouro pelo Universo, ou seja,

R$320.000.000.000.000.000.000.000.000 !

Com esse dinheiro dava para pagar uns 10 quatrilhões de LIGOs! É orçamento para cada país no mundo ter mais de 50 trilhões de LIGOs! o.O

Ok… Parei aqui com os delírios de grandeza. Na próxima a gente se encontra e conversa mais sobre como os elementos químicos são formados.

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Nota: Todas as estimativas feitas no presente artigo usaram as estimativas em dólar oferecidas neste e neste artigos. E, em reais, segundo este. A cotação entre dólar em reais foi estimada em US$1,00 por R$3,20 só a título de ilustração. As fontes já foram também citadas ao longo do texto.