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A trajetória e pesquisa de Katie Bouman

ou Quantas pessoas constroem um cientista?

Existe uma mulher muito sábia na minha vida.

Não, espera.

Vou começar outra vez.

Só existem mulheres muito sábias na minha vida, . Porque as mulheres são, em sua totalidade e não apenas por maioria, sábias. Mas uma mulher muito sábia me falou recentemente, depois que eu me queixei de erros que cometi no passado:

– Mas não tinha como você saber. O conhecimento é um fruto que se colhe maduro.

E essa foi uma lição (muito mas muito) imensa pra mim. Sobre autoperdão, construção de saberes, sobre cada trecho que nós – enquanto cientistas e professores – contribuímos para a pavimentação desse caminho: a educação. E, vocês já vão me desculpando pela emotividade aqui, quero falar sobre a trajetória de uma outra mulher, também sábia, que brilhou recentemente.

(Você achou que eu usei muito a palavra sábia, não foi? Está certo. Usei mesmo. Foi para naturalizá-la no seu coração.)

Se você estava no planeta Terra ou em suas imediações no último mês, provavelmente ouviu falar sobre a primeira imagem de um buraco negro, que foi obtida através de uma grande colaboração de pesquisadores de muitos países. A responsável por liderar a equipe que desenvolveu o algoritmo responsável pelo cruzamento e correção de dados obtidos usando o Event Horizon Telescope foi Katherine Louise Bouman ou Katie Bouman – como já estamos nos sentindo íntimas o suficiente para chamá-la. E, se você ainda está em dúvida de qual imagem estou falando, é essa aqui

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coisa_mais_linda.jpg Créditos: Event Horizon Telescope

 

 

Katie nasceu em 1989 e é professora assistente de ciência da computação no Instituto de Tecnologia da Califórnia. Sua pesquisa é relacionada a métodos computacionais para geração de imagens (guarde bem essa informação).

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querida.jpg Créditos: Facebook/Katie Bouman

Uma das coisas interessantes sobre uma cientista como Katie é entender como a sua pesquisa evoluiu até o estágio atual. Quando procuramos o perfil com todas as publicações de Katie na ferramenta do Google Scholar, encontramos 40 artigos com sua autoria e/ou cooperação, a maioria de livre acesso. Além disso, existem diversos textos de Katie publicados em revistas de divulgação científica e curiosidades. Entre os artigos acadêmicos, vemos o primeiro deles ser publicado em 2006 com o título: “Digital Image Forensics Through the Use of Noise Reference Patterns” , Análise forense de imagens digitais através do uso de padrões de referência de ruído, em livre tradução.

Fonte: engineering.purdue.edu

“Rostinho” do primeiro artigo de Katie. Créditos: engineering.purdue.edu

O artigo fala sobre a possibilidade de, através de métodos de reconstrução, verificar se imagens muito modificadas ainda poderiam ser identificadas usando os “defeitos” de uma câmera na forma de um padrão de ruído de referência. Ou seja: se uma foto estiver muito estragada, ainda seria possível descobrir qual câmera tirou aquela foto tendo como base uma bom banco de dados de como as câmeras tiram fotos?

Deu pra sentir o arrepio? Pois prepare-se para ficar ainda mais surpreso.

Eu não vou conseguir abordar aqui todos os artigos científicos da Katie mas gostaria de traçar uma linha do tempo em sua pesquisa. Quem quiser pode ter acesso a todos os outros textos clicando aqui. Em 2010 ela publicou “A low complexity method for detection of text area in natural images” ou Um método de baixa complexidade para detecção de área de texto em imagens naturais. Pode parecer pouco linkado com o trabalho sobre o buraco negro mas neste artigo temos uma pesquisa sobre um método de baixa complexidade para segmentação de regiões de texto em imagens.
E aí? Estão sentindo o impacto?

Créditos: Twitter

sera_que_um_dia_eu_vou_conseguir_abandonar_o_meme_da_Mulher_Pepita_arrepiada?.jpg Créditos: Twitter

Só mais um trabalho antes de falar do nosso queridinho, ok? O trabalho intitulado “IMAGING AN EVENT HORIZON: MITIGATION OF SCATTERING TOWARD SAGITTARIUS A*”.

EM LETRA MAIÚSCULA SIM, POIS JÁ ESTAMOS EMOCIONADOS COM ESSE TRABALHO.

EM PORTUGUÊS: PROCESSANDO IMAGENS DE UM HORIZONTE DE EVENTO: MITIGAÇÃO DA DISPERSÃO PARA O SAGITÁRIO A.

Esse foi nada mais, nada menos, que o primeiro trabalho de parte da equipe que viria a conseguir a foto do buraco negro este ano, focando já em Sagitario A (o objeto astronômico do qual o buraco negro faz parte). Foi publicado em 2014 e o seu resumo começa assim:

“Espera-se que a imagem da emissão que circunda o buraco negro no centro da Via Láctea exiba a impressão de efeitos relativísticos gerais (GR), incluindo a existência de uma feição de sombra e um anel de fótons de diâmetro ~ 50 μas.”

E traz, como um de seus resultados, essa imagem da simulação:

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nem_tenho_mais_legenda.jpg Créditos:The Astrophysical Journal

Em abril deste ano, quando tivemos acesso a real imagem do buraco negro, vimos que ele se parecia muito com a imagem acima. E mais: que se parecia muito com o que Einstein esperava de um buraco negro em 1915. A pesquisa da foto do buraco negro gerou não um, não dois mas seis (!!!!) artigos com os resultados obtidos. Estão envolvidos no projeto 144 departamentos de  diferentes universidades ao redor do globo.

E, sinceramente, eu não sei quantos pessoas estão envolvidas no projeto.

Quantas professoras e professores, técnicas e técnicos, alunas e alunos de graduação e pós graduação. Quantas pessoas chegaram mais cedo para limpar os laboratórios, para preparar refeições nas universidades, quantas mães e pais, esposas e maridos, namorados e namoradas deram suporte a quem aparece na autoria dos seis artigos. Eu sei que cada um deles foi parte desse passo pois o conhecimento amadurecido ao longo de anos de pesquisa, desde Einstein e antes dele, passando por Katie e seus professores, não começa, nem termina nesta imagem. Este é, sem dúvidas, o (doce) fruto colhido da colaboração de tanta gente para fazer ciência.

Referências

Bouman, K. L., N. Khanna, and E. J. Delp. “Digital Image Forensics Through the Use of Noise Reference Patterns.” (2016).

Bouman, K.L., Abdollahian, G., Boutin, M. and Delp, E.J., 2011. A low complexity sign detection and text localization method for mobile applications. IEEE Transactions on multimedia, 13(5), pp.922-934.

Fish, V.L., Johnson, M.D., Lu, R.S., Doeleman, S.S., Bouman, K.L., Zoran, D., Freeman, W.T., Psaltis, D., Narayan, R., Pankratius, V. and Broderick, A.E., 2014. Imaging an event horizon: Mitigation of scattering toward Sagittarius A. The Astrophysical Journal, 795(2), p.134.

Akiyama, K., Alberdi, A., Alef, W., Asada, K., Azulay, R., Baczko, A.K., Ball, D., Baloković, M., Barrett, J., Bintley, D. and Blackburn, L., 2019. First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole. The Astrophysical Journal Letters, 875(1), p.L1.

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Bell Burnell, uma história para se inspirar

Em tempos de retrocessos políticos é muito importante buscarmos forças para continuar nas lutas diárias, seja lá qual for a luta que você escolheu se dedicar. Hoje contamos aqui a história de uma mulher cientista (uma das principais astrofísicas do Reino Unido), pessoa generosa que dedica a sua vida por uma ciência que é inclusiva e garantimos que sua história é pura inspiração! Estamos falando da astrônoma Dame Susan Jocelyn Bell Burnell (momento dos aplausos!)

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Para começar podemos voltar à 1967, quando Bell Burnell estava na pós-graduação na Universidade de Cambridge, no Reino Unido. Foi nesse período que ela encontrou o primeiro Pulsar, que é uma estrela de nêutrons que transforma energia rotacional em energia eletromagnética. U-a-u! Mas o que é isso mesmo?

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Quando uma estrela morre, ela pode ter alguns tipos de finais diferentes, dependendo de sua massa. Se for uma estrela relativamente leve (como o nosso sol), ela poderá virar uma anã branca. Se for uma estrela com muita massa ela poderá virar um buraco negro ou uma estrela de nêutrons, também chamada de Pulsar, que foi observada no espaço pela primeira vez em 1967 por Bell Burnell.

Os Pulsares ou estrelas de nêutrons possuem um campo magnético muito grande e, ao fazerem rotação, feixes de radiação escapam pelos pólos magnéticos criando uma luminosidade como um farol no universo.

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Créditos: Michael Kramer (University of Manchester)

Quando Burnell trouxe esse grande conhecimento astronômico para o mundo era orientada pelo professor Antony Hewish e tinha em sua equipe o colega astrônomo Martin Ryle, que ganharam o Prêmio Nobel de Física em 1974 por conta da descoberta de Bell Burnell, no lugar dela. A comunidade científica nunca aceitou o fato de Bell Burnell não ser devidamente premiada mas em seus relatos, a astrofísica dizia que era apenas uma estudante de ciências e já ganhar o Prêmio Nobel não seria muito adequado…(WHAT?) [1]

Porém, Bell Burnell continuou sua carreira como pesquisadora em astrofísica e brilhou como um farol de Pulsar! Aos 75 anos, Burnell é professora de Astrofísica na Universidade de Oxford, e Chanceler da Universidade de Dundee. E mais recentemente, recebeu reconhecimento em setembro deste ano ganhando o Prêmio Especial de Inovação em Física Fundamental, do Breakthrough of the Year, levando US$ 3 milhões!

E o melhor está por vir! Pois bem, essa semana, durante a cerimônia de entrega da premiação, Burnell irá investir os US$ 3 milhões em bolsas de estudos para mulheres, refugiados e pessoas de etnias minoritárias, com o intuito de promover a diversidade na ciência. Isso mesmo, minhas caras e meus caros, essa mulher, que teve a vida injustiçada como muitas de nós irá lutar para que mais mulheres tenham espaço na carreira científica, não só mulheres como outras minorias. Acho que essa atitude é um lindo pisar nas costelas da sociedade patriarcal, não é mesmo? Em entrevista Burnell ainda disse: “Não quero e nem preciso do dinheiro sozinha, e me pareceu que essa era a melhor maneira de usá-lo”. Olhem bem para esse rostinho da década de 60, respire fundo e continue a lutar. [2]

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Créditos: ROGER W HAWORTH/WIKIMEDIA COMMONS

Referências

[1] Revista Galileu – 2018 https://revistagalileu.globo.com/Ciencia/noticia/2018/09/excluida-do-nobel-astronoma-ganha-premio-de-fisica-50-anos-depois-da-incrivel-descoberta.html

[2] BBC – 2018 https://www.bbc.com/portuguese/geral-45432286

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Sonda Parker: nunca conseguimos “um lugar ao Sol” tão rápido

Lançada no dia 12 deste mês, a Parker Solar Probe, da NASA, ainda não chegou ao seu destino, o nosso Sol. Isso deve acontecer apenas em novembro. Mas não é por falta de velocidade: depois de pegar carona em um foguete Delta IV Heavy e na gravidade de Vênus, a sonda poderá atingir 700 mil km/h – o suficiente para se fazer o trajeto entre Nova York e São Paulo em um minuto. É a maior velocidade atingida por qualquer coisa que a humanidade já construiu.

Tendo custado US$1,5 bilhão, a sonda, que tem mais ou menos o tamanho de um carro, também tem outros superlativos. A uma distância de 6 milhões de quilômetros do Sol, é o instrumento que vai chegar mais próximo da nossa estrela do que qualquer outro que já enviamos para lá. E a Parker quebrará o recorde de proximidade por uma margem absurda: segundo a NASA, a sonda que mais conseguiu se aproximar do Sol foi a Helios 2, que em 1976 ficou a pouco mais de 43 milhões de quilômetros do Sol – apenas um pouco mais próxima que Mercúrio, que orbita a nossa estrela a uma distância de quase 60 milhões de quilômetros. O nosso planeta, em comparação, está a quase 150 milhões de quilômetros do Sol. E ainda bem.

Parker Solar Probe Launch

Delta IV Heavy no momento em que decolou a partir da base da Força Aérea Americana no Cabo Canaveral, Flórida, levando a sonda que vai “tocar” o Sol

A Parker é, também, a primeira sonda batizada com o nome de uma pessoa viva. O físico homenageado, Eugene Parker, é professor emérito de Astronomia e Astrofísica na Universidade de Chicago e no fim dos anos 1950 foi um dos primeiros a se debruçar sobre o que hoje conhecemos como ventos solares (que causam as lindas auroras boreais ou austrais quando se encontram com o campo magnético da Terra). À época, ele achava que matéria de altas velocidades e magnetismo escapavam do Sol constantemente, afetando planetas em todo o Sistema Solar.

Depois de muita observação, ele propôs várias ideias sobre como estrelas perdem energia – nosso Sol, inclusive. Daí veio com o conceito de vento solar e toda a intrincada relação entre plasma, partículas de energia e campos magnéticos que causam o fenômeno. Ele também pesquisou as causas de um fenômeno estranho – o fato de que a coroa solar, ou a “atmosfera” do Sol, é muito mais quente que a superfície da estrela. Muito. Para se ter uma ideia, a superfície do Sol queima a cerca de 5.500°C. A coroa é 300 vezes mais quente que isso e os pesquisadores estão atrás de explicações.

Em um comunicado na NASA na ocasião em que a sonda foi renomeada em homenagem a Parker, Nicola Fox, física da Universidade Johns Hopkins que trabalha no projeto, disse que a Parker “irá responder questões sobre física solar que tem nos intrigado por mais de seis décadas” – inclusive essa diferença de temperatura entre superfície e coroa solar.

Dr. Parker Watches Parker Solar Probe Liftoff

Eugene Parker, 91 anos, assiste o lançamento da sonda que leva seu nome. Atrás dele está Nicola Fox. Créditos: NASA

Nada consegue aguentar um calor de mais de um milhão de graus Celsius. Assim, em seu momento mais próximo do Sol, a sonda Parker será submetida a uma temperatura de 1.377°C. Com um escudo de compósitos de carbono com 11,43 cm revestido de tinta cerâmica branca para refletir o máximo que puder da luz solar, a sonda conseguirá manter confortáveis 30°C em seu interior. Até 2025, ela terá orbitado o Sol 24 vezes e fará medições que, espera-se, trarão muitas surpresas.

Mas o que a sonda Parker vai estudar, mesmo?

Plasma solar, campo magnético e radiação são elementos um tanto quanto gerais para falar do que a Parker quer descobrir. Segundo as equipes da NASA e da Universidade Johns Hopkins, que lideram o projeto, os objetivos principais são 1) traçar o fluxo de energia que aquece e acelera coroa e vento solar; 2) determinar a estrutura e a dinâmica entre plasma e campos magnéticos onde nascem os ventos solares, e 3) explorar mecanismos que aceleram e transportam partículas de energia.

Para fazer tudo isso, a missão vai lançar mão de quatro instrumentos principais:

O Solar Wind Electrons Alphas and Protons Investigation (SWEAP) fará a contagem das partículas mais abundantes em ventos solares (elétrons, prótons e íons de hélio).

Já o telescópio Wide-field Imager for Solar Probe Plus (WISPR) fará imagens em 3D da coroa e da atmosfera do Sol. O instrumento irá “ver” o vento solar e fazer imagens tridimensionais de choques e de outras estruturas conforme elas se aproximarem e passarem pela nave.

O Electromagnetic Fields Investigation (FIELDS) irá fazer medidas diretas de ondas de choque ao longo do plasma da atmosfera solar.

Por fim, o Integrated Science Investigation of the Sun (IS☉IS) irá fazer um levantamento dos elementos presentes na atmosfera solar usando um instrumento que irá medir a massa de íons próximos à sonda.

E por que estudar isso?

A NASA tem alguns motivos ótimos para abordar isso e vai super direto ao ponto quando esta é a questão.

Para eles, é uma questão de oportunidade: o Sol é a única estrela que nós podemos estudar de perto. Entender o Sol seria, assim, uma chance de aprender sobre outras estrelas espalhadas pelo Universo. Fora o Sol, a estrela mais próxima de nós é Proxima Centauri, que está a uns 4,2 anos-luz de distância. Ou seja: muito longe para chegar com uma sonda.

O Sol, é claro, nos afeta diretamente. Não só por questões óbvias (a vida na Terra depende dele), mas também por questões menos desejáveis: estas descargas de partículas ionizadas – os ventos solares – podem afetar a órbita dos nossos satélites (ou mesmo estragá-los), queimar eletrônicos e, na pior das hipóteses, nos deixar sem GPS ou internet. Uma tempestade solar da magnitude da que aconteceu em 1859, apelidada de Evento Carrignton, poderia levar nosso mundo ao caos generalizado. Na época, havia apenas telégrafos. Operadores viram que, ainda que não estivessem conectados à energia elétrica, poderiam enviar mensagens assim mesmo, tanta o excesso de elétrons circulando. E levavam choques ao operar estes telégrafos. Papéis pegaram fogo onde estas máquinas estivessem. Se fosse hoje, além de ficarmos sem internet para operar bancos, hospitais e aviões, poderíamos ter um prejuízo global entre US$ 1 trilhão a US$2 trilhões. E poderia levar uma década até nos recuperarmos completamente.

Esse tipo de evento, no entanto, é raro. Mas estudar o comportamento do Sol pode nos ajudar muito a nos preparar para este tipo de acontecimento – que não é uma questão de “se” acontecerá de novo, mas “quando”.
Saiba mais:

Parker Solar Probe (NASA)

Parker Solar Probe (NASA/Goddard Space Flight Center)

Parker Solar Probe Science Gateway (Johns Hopkins Applied Physics Laboratory)

NASA Renames Solar Probe Mission to Honor Pioneering Physicist Eugene Parker (NASA)

Parker Solar Probe: Mission to Touch the Sun (Space.com)

A massive solar storm could wipe out almost all of our modern technology without warning (Business Insider)

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Alquimia do universo: como produzir elementos químicos – 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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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.

 

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O som das estrelas

O interior das estrelas ressonam como instrumentos musicais. E apesar de não podermos ouvir, somos capazes de medir as frequências acústicas de tais ressonâncias através de variações de brilho na superfície da estrela.

Imagem modificada. Fontes originais: NASA e Letra e Palavra.

 

As estrelas são muitas vezes retratadas na literatura como objetos brilhantes, chamas eternas, imóveis e imutáveis. E de todas as maravilhas que os poetas já nos fizeram imaginar sobre esses astros celestes a astronomia e a astrofísica também não ficaram atrás no quesito beleza poética: estrelas irradiam, giram, vibram, explodem, dão vida*. E também cantam!

Pera lá! Vamos explicar isso.

Estrelas são complexos objetos compostos de fluidos no estado de plasma (Plasma é um estado da matéria como sólido, líquido e gasoso). E, tal como qualquer fluido não estático, a superfície das estrelas está sujeita a constantes turbulências. Essas turbulências geram vibrações que podem se propagar pelo interior da estrela. Nem toda a vibração gerada na superfície consegue se propagar. Mas as que conseguem, criam oscilações ressonantes dentro da estrela! E são essas oscilações que estamos chamando de “som das estrelas”.

Tais oscilações ressonantes do ponto de vista físico são equivalentes às produzidas por um instrumento musical de sopro: o ar vibra no interior da flauta e o flautista escolhe as notas — as frequências ressonantes — que irão modular as vibrações. Essas frequências ressonantes (“notas”) propagadas no interior estelar dependem do tamanho, da densidade e da rotação da estrela. Ou seja, oferecem uma abundância de informações sobre o interior desses astros celestes!

Cada onda sonora que se propaga no interior estelar produz uma mudança ritmada no brilho da estrela. Suas frequências variam de alguns minutos (no caso de estrelas tipo o nosso Sol) para algumas dezenas de dias, no caso das gigantes vermelhas. Esse estudo em si não é novo (1985) e chama-se asterosismologia. E mais antigo ainda (1977) é o estudo de oscilações acústicas somente sobre o Sol: heliosismologia.

Acontece que o estudo da asterosismologia ficou por décadas restrito a algumas poucas estrelas. Até que isso mudou com a chegada dos telescópios espaciais CoRoT, em 2006 e Kepler, em 2009. Ambos projetos com o objetivo principal de procurarem por exoplanetas (veja referências ao fim do texto) e exatamente por isso capazes de medir sinais de baixa amplitude, como é o caso das ondas acústicas do interior estelar. Como resultado, produziram uma enormidade de dados para a asterosismologia!

Nunca antes foi possível obter dados sobre a massa, a densidade, a rotação e a composição de tantas estrelas! Saltamos de algumas dezenas para algumas centenas de estrelas com a variação de brilho mapeada. Nunca antes foi possível checar teorias de evolução estelar com tanta precisão, e nem modelos termonucleares de criação de elementos pesados!

E você futura astrônoma ou jovem astrônoma fique ligada nas próximas décadas que prometem revolucionar o estudo da evolução estelar. Por conta da “onda” de procura por exoplanetas, vários dos projetos de observação astronômica que serão lançados na próxima década também irão tomar inúmeros dados sobre ondas sonoras estelares.

Teremos por aí vários telescópios espaciais: o PLATO, PLAnetary Transits and Oscillations of stars, a ser lançado pela Agência Espacial Europeia (ESA) em 2024; e dois telescópios da NASA, o TESS, Transiting Exoplanet Survey Satellite e o JWST, James Webb Space Telescope, ambos com lançamento previsto para 2018. Além de  telescópios terrestres como o E-ELT (European Extra Large Telescope) da ESA, com início de operações previstas para 2024.

Lembrando que tem sempre muita coisa na ciência para produzir antes, durante e depois desses projetos. Então, aproveita que a hora tá boa para você, jovem maestra das estrelas! 😉

Nota:

* “Estrelas irradiam, giram, vibram, explodem, dão vida”. Vamos explicar a frase para não deixar ninguém boiando.

As estrelas irradiam luz no espectro visível (a luz amarela que vem do Sol, por exemplo) como em vários outros comprimentos de ondas eletromagnéticas. Na verdade, a maior parte irradiada não nos é visível. Daí o uso de telescópios e outros instrumentos para medir toda essa variedade.

Elas também giram em torno do próprio eixo de rotação e também transladam em torno do núcleo da galáxia a qual pertencem.

Como mencionamos no texto, estrelas vibram, expandem e se contraem por diferentes razões durante toda sua vida. Seja por conta de turbulências do plasma na sua superfície ou ressonâncias no seu interior.

E, sim, dependendo da fase da vida da estrela, ela explode para tentar restabelecer seu equilíbrio hidrostático. O final da vida de estrelas muito massivas é marcado pela explosão mais sensacional do universo (literalmente!) conhecida como supernova.

Por último, mas não menos relevante ou poético, no interior estelar são formados os elementos necessários ao surgimento da vida. Mesmo que existam formas de vida que não conhecemos, os elementos químicos fundamentais foram criados através de processos termonucleares dentro de estrelas ou através da sua explosão final.

Referências:

Para mais sobre exoplanetas:

Coluna Astronomia: Sistema Triplo e Aliens. Em Cientistas Feministas. 2016.

Feliz Aniversário, 51 Pegasi b!!!!! Em Cientistas Feministas. 2015.

Planetas gêmeos. Jodie Foster. Stephen Hawking e o escaneamento completo do nosso

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Semeando buracos negros supermassivos (a.k.a os boladões)

Sugestão da autora: Ei, você! Esse texto tá cheio de links! Mas, relaxa aí, que dá para ler tudo de boa, sem comichões e sem abrir mil abas no seu navegador/browser. Vlws, flws!


Boladão

Boladão “thug life”. Duas imagens sobrepostas. A imagem original é uma representação artística de um buraco negro supermassivo rodeado por um disco de matéria que caí sobre ele. Créditos: NASA / JPL-Caltech. Veja a original aqui: http://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/pia20051-nustarsolo.jpg. A segunda imagem é de um óculos tipo “thug life”.

Buracos negros são a fase final da vida de estrelas com mais de 20 vezes a massa do Sol (ou mais de 20 massas solares, certo?). Sem entrar em detalhes, quando esse tipo de estrela atinge o ápice da fissão nuclear e explode em uma supernova há duas alternativas para o quê sobra da estrela moribunda. Ou ela vira uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Esse cara, o tal do buraco negro, só tem características bizarras. São objetos extremamente densos, produzindo campos gravitacionais fortíssimos. Imagina um objeto com 10 vezes a massa do Sol em uma trouxinha de 30 Km. Sim! Trinta kilômetros! [Pausa] Pois é! Eles também não emitem luz, ou seja, como a luz viaja com a velocidade mais rápida do Universo e se nem ela é capaz de escapar do buraco negro (uma vez sobre o efeito do campo gravitacional desse carinha), então nada escapa dele! Nada! * E se não sai luz, não sai informação sobre o quê tem lá dentro do buraco negro (ou se tem dentro, lá… #piração).

* Ok! Não é bem assim a história… Buracos negros podem perder massa ao longo do tempo e “evaporar”, num processo processo chamado radiação de Hawking. Mas, essa é uma outra história, uma história quântica. Esta notinha é só para você saber (lembrar?) que nem tudo e preto no branco. E nem mesmo buracos negros são completamente negros (figura de linguagem)  😉

Até agora, falamos sobre buracos negros estelares, formados ao final da vida de estrelas massivas. Mas há uma outra espécie de buracos negros! Essa espécie não é densa como a anterior, mas também não emite luz e são muito muuuuito maiores que os estelares! Tipo, buracos negros estelares têm da ordem de dezenas de vezes a massa do Sol e um diâmetro de dezenas de Km. E essa outra espécie tem… [Pausa dramática] entre um milhão a centenas de bilhões de vezes a massa do Sol empacotados entre uma centena de milhares de Km a algumas dezenas de bilhões de Km! Wowwww!  😮 (Agora fica por sua conta estimar e comparar a densidade dos bichos. Ou não. Hehe!) Esses caras, chamados de buracos negros supermassivos, estão presentes no núcleo de quase todas as galáxias e ninguém tem certeza de como um bichão desses pode se formar no universo. [Pausa reflexiva] “Como?” é a pergunta que o pessoal da astrofísica se faz todo o dia quando acorda até a hora de dormir: Como os boladões surgem no universo? [Mais pausa reflexiva]

Por amor às batatinhas chips! Se você ainda não se impressionou, esquece esse texto e vai fazer outra coisa. Sei lá! Ouve uma música:

Voltando aos buracos negros supermassivos ou aos Boladões, como apelidamos esses caras.

Então, o pessoal da astrofísica tem algumas ideias de como os Boladões podem ser formados, ideias sobre o que pode ter sido a “sementinha” desses caras. A favorita é que objetos compactos cresceram capturando matéria (gás, poeira, etc) que estava dando sopa ao redor deles (se quiser saber mais, dá uma olhada aqui). E esses objetos compactos podem ser estrelas muito massivas, muito antigas que já não existiriam mais no Universo (a, até então, teórica população III) ou objetos formados durante o colapso de estrelas em aglomerados antigos, ou ainda, densas (densíssimas) nuvens de matéria. Em síntese: essas sementes teriam absorvido matéria até atingirem o patamar para se tornarem Boladões.

Tá tudo muito bonito, tá tudo muito bom. Até que o pessoal começou a encontrar Boladões antigos, antigos mesmos. Tão antigos que eles seriam mais antigos do que qualquer um dos três tipos de semente apresentados no parágrafo anterior! [Alerta paradigma! Alerta paradigma!] Pode isso, Arnaldo?

Clique na figura para um wikipédia sobre a idade do universo e como as pessoas medem a idade de diferentes objetos astrofísicos.

Não, não pode! Então, lá vão nossas heroínas e heróis favoritos em busca de outra teoria para explicar os Boladões antigões. Se a chapa já é quente para explicar os Boladões em si, mais tenso ainda é o bagulho para Boladões antigos. Bom, há uma estratégia bastante pop que segue a linha de raciocínio anterior. Os Boladões antigos continuariam a ser formados a partir de objetos compactos que crescem conforme absorvem a matéria ao redor. A questão passa a ser encontrar condições apropriadas nas quais essas sementes seriam formadas sem criar contradições com a idade dos Boladões antigos. E é isso que uma galera anda fazendo pelo mundo a fora: testando sementes e colhendo Boladões (simulando no computador, obviamente). Depois, checando a idade dos objetos simulados com as dos observados no mundo real.

Uma galerinha ousada argumenta que esses objetos compactos teriam sido originados de cordas cósmicas (What!?) formadas logo após a expansão rápida do Universo primordial. Vamos tentar simplificar. Muita gente acredita (isso, claro, baseado na observação e não em crença, certo?) que o Universo teve uma fase de expansão curta, chamada de inflação cósmica. E, por conta dessa transição de fase, foram formadas estruturas lineares muito, muito finas (tipo, tamanho do próton) mas muito, muito longas (tipo, tamanho do Universo), conhecidas como cordas cósmicas (não confundir com Teoria das Cordas! (link) Outro papo para outra hora.). Baseados nisso, uns cientistas do Canadá simularam como seriam os Boladões antigos se fossem gerados por essas sementes de cordas cósmicas. O trabalho original se encontra aqui.

E, aí? Tem mais coisa? Tem! Ô, se tem! Mas, então? Quem tá certo? Ainda não sabemos! E o jeito é esperar mais observações e mais modelos! O assunto não esgota nunca  🙂

Ah! E uma provocação bônus, para finalizar: se os buracos negros estelares têm da ordem dezenas de massas solares e os menores Boladões da ordem de milhão de massas solares, cadê os intermediários? Cadê os buracos negros do meio de campo? Eles não existiram? Por quê não? Eles existiram? Então por que desapareceram? Essas são outras questões queimando a mufa de muita gente…