3856: Novas medições de distância reforçam desafio ao modelo básico do Universo

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Impressão de artista que ilustra um disco contendo água em órbita de um buraco negro super-massivo no núcleo de uma galáxia distante. Graças à observação da emissão maser destes discos, os astrónomos podem usar a geometria para medir a distância das galáxias, um requisito fundamental para o cálculo da Constante de Hubble.
Crédito: Sophia Dangello, NRAO/AUI/NSF

Um novo conjunto de medições precisas de distância, feitas com uma colecção internacional de radiotelescópios, aumentou muito a probabilidade de os teóricos precisarem de rever o “modelo padrão” que descreve a natureza fundamental do Universo.

As novas medições de distância permitiram aos astrónomos refinar o seu cálculo da Constante de Hubble, o ritmo de expansão do Universo, um valor importante para testar o modelo teórico que descreve a composição e evolução do Universo. O problema é que as novas medições exacerbam uma discrepância entre os valores medidos anteriormente da Constante de Hubble e o valor previsto pelo modelo quando aplicado a medições da radiação cósmica de fundo em micro-ondas feitas pelo satélite Planck.

“Descobrimos que as galáxias estão mais próximas do que o previsto pelo modelo padrão cosmológico, corroborando um problema identificado noutros tipos de medições de distância. Tem havido um debate sobre se este problema está no próprio modelo ou nas medições usadas para o testar. O nosso trabalho utiliza uma técnica de medição de distância completamente independente de todas as outras, e reforçamos a disparidade entre valores medidos e previstos. É provável que o modelo cosmológico básico envolvido nas previsões seja o problema,” disse James Braatz, do NRAO (National Radio Astronomy Observatory).

Braatz lidera o MCP (Megamaser Cosmology Project), um esforço internacional para medir a Constante de Hubble, encontrando galáxias com propriedades específicas que se prestam a produzir distâncias geométricas precisas. O projeto utilizou o VLBA (Very Long Baseline Array), o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) e o GBT (Green Bank Telescope), juntamente com o telescópio Effelsberg na Alemanha. A equipa relatou os seus últimos resultados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Edwin Hubble, que o Telescópio Espacial Hubble homenageia com o seu nome, foi o primeiro a calcular o ritmo de expansão do Universo (a Constante de Hubble) em 1929, medindo distâncias de galáxias e as suas velocidades de recessão. Quanto mais distante estiver uma galáxia, maior será a sua velocidade de recessão da Terra. Hoje, a Constante de Hubble continua a ser uma propriedade fundamental da cosmologia observacional e foco de muitos estudos modernos.

A medição da velocidade de recessão das galáxias é relativamente simples. Determinar distâncias cósmicas, no entanto, tem sido uma tarefa difícil para os astrónomos. Para objectos na nossa própria Via Láctea, os astrónomos podem obter distâncias medindo a aparente mudança na posição do objecto quando visto de lados opostos da órbita da Terra em torno do Sol, um efeito chamado paralaxe. A primeira medição da paralaxe de uma estrela ocorreu em 1838.

Para lá da nossa Galáxia, as paralaxes são demasiado pequenas para serem medidas, de modo que os astrónomos confiam em objectos denominados “velas padrão”, assim chamados porque o seu brilho intrínseco é presumivelmente conhecido. A distância de um objecto de brilho conhecido pode ser calculada com base em quão ténue o objecto parece ser na Terra. Estas velas padrão incluem uma classe de estrelas chamada variáveis Cefeidas e um tipo específico de explosão estelar de nome super-nova do Tipo Ia.

Outro método para estimar o ritmo de expansão envolve a observação de quasares distantes cuja luz é dobrada pelo efeito gravitacional de uma galáxia em primeiro plano em várias imagens. Quando o quasar varia de brilho, a alteração aparece nas diferentes imagens em momentos diferentes. A medição dessa diferença de tempo, juntamente com os cálculos da geometria da curvatura da luz, produz uma estimativa do ritmo de expansão.

As determinações da Constante de Hubble com base nas velas padrão e nos quasares que sofrem efeito de lente gravitacional produziram valores de 73-74 km/s/Mpc (quilómetros por segundo – a velocidade; por megaparsec – distância em unidades favorecida pelos astrónomos).

No entanto, as previsões da Constante de Hubble a partir do modelo cosmológico padrão, quando aplicadas a medições da radiação cósmica de fundo em micro-ondas – a radiação remanescente do Big Bang – produzem um valor de 67,4, uma diferença significativa e preocupante. Esta diferença, que os astrónomos dizem estar para lá dos erros experimentais nas observações, tem sérias implicações para o modelo padrão.

O modelo é chamado Modelo Lambda-CDM (Cold Dark Matter), onde “Lambda” refere-se à constante cosmológica de Einstein e é uma representação da energia escura. O modelo divide a composição do Universo principalmente entre matéria comum, matéria escura e energia escura, e descreve como o Universo evoluiu desde o Big Bang.

O MCP concentra-se em galáxias com discos de gás molecular, contendo água, que orbitam buracos negros super-massivos nos seus centros. Se o disco em órbita for visto quase de lado, a partir da perspectiva da Terra, pontos brilhantes de emissão de rádio, chamados masers – análogos a lasers visíveis, mas no rádio -, podem ser usados para determinar o tamanho físico do disco e a sua extensão angular e, portanto, através da geometria, a sua distância. A equipa do projeto usa uma colecção mundial de radiotelescópios para fazer as medições de precisão necessárias para esta técnica.

No seu trabalho mais recente, a equipa refinou as suas medições de distância para quatro galáxias, a distâncias entre 168 milhões de anos-luz e 431 milhões de anos-luz. Combinadas com medições de distância anteriores de duas outras galáxias, os seus cálculos produziram um valor para a Constante de Hubble de 73,9 km/s/Mpc.

“Testar o modelo padrão da cosmologia é um problema realmente complexo, que requer as melhores medições da Constante de Hubble. A discrepância entre os valores previstos e medidos da Constante de Hubble aponta para um dos problemas mais fundamentais de toda a física, de modo que gostaríamos de ter várias medições independentes que corroboram o problema e testam o modelo. O nosso método é geométrico e completamente independente de todos os outros, e reforça a discrepância,” disse Dom Pesce, investigador do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, autor principal do artigo mais recente.

“O método de maser para a medição do ritmo de expansão do Universo é elegante e, ao contrário dos outros, baseia-se na geometria. Ao medir posições e dinâmicas extremamente precisas de pontos maser no disco de acreção em torno de um buraco negro distante, podemos determinar a distância à galáxia hospedeira e, em seguida, o ritmo de expansão. O nosso resultado desta técnica única reforça o argumento de um problema-chave na cosmologia observacional,” disse Mark Reid, do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, membro da equipa do MCP.

“A nossa medição da Constante de Hubble está muito próxima de outras medições recentes e é estatisticamente muito diferente das previsões com base na radiação cósmica de fundo em micro-ondas e no modelo cosmológico padrão. Tudo indica que o modelo padrão precisa de revisão,” disse Braatz.

Os astrónomos têm várias maneiras de ajustar o modelo para resolver a discrepância. Algumas incluem alterar pressupostos sobre a natureza da energia escura, afastando-se da constante cosmológica de Einstein. Outras analisam mudanças fundamentais na física de partículas, como por exemplo a mudança de números ou tipos de neutrinos ou as possibilidades de internações entre eles. Existem outras possibilidades, ainda mais exóticas, e de momento os cientistas não têm evidências claras de discriminar entre elas.

“Este é um caso clássico de interacção entre observação e teoria. O Modelo Lambda-CDM tem funcionado muito bem durante anos, mas agora as observações apontam claramente para um problema que precisa de ser resolvido, e parece que o problema está no modelo,” conclui Pesce.

Astronomia On-line
16 de Junho de 2020

 

spacenews

 

2304: Novo método pode resolver a dificuldade de medir a expansão do Universo

Impressão de artista da explosão e do surto de ondas gravitacionais emitidas quando um par de estrelas de neutrões super-densas colidem. Novas observações com radiotelescópios mostram que estes eventos podem ser usados para medir o ritmo de expansão do Universo.
Crédito: NRAO/AUI/NSF

Usando radiotelescópios da NSF (National Science Foundation), os astrónomos demonstraram como uma combinação de observações de ondas gravitacionais e rádio, juntamente com uma modelagem teórica, pode transformar as fusões de pares de estrelas de neutrões numa “régua cósmica” capaz de medir a expansão do Universo e resolver uma questão pendente sobre o seu ritmo.

Os astrónomos usaram o VLBA (Very Long Baseline Array), o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) e o GBT (Robert C. Byrd Green Bank Telescope) para estudar as consequências da colisão de duas estrelas de neutrões que produziram ondas gravitacionais detectadas em 2017. Este evento fornece uma nova maneira de medir o ritmo de expansão do Universo, conhecido pelos cientistas como a Constante de Hubble. O ritmo de expansão do Universo pode ser usado para determinar o seu tamanho e idade, além de servir como uma ferramenta essencial para interpretar observações de objectos noutras partes do Universo.

Dois métodos principais de determinação da Constante de Hubble usam as características da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, radiação remanescente do Big Bang, ou um tipo específico de explosões de super-nova, de nome super-novas do Tipo Ia, no Universo distante. No entanto, estes dois métodos fornecem resultados diferentes.

“A fusão de estrelas de neutrões dá-nos uma nova maneira de medir a constante de Hubble e, esperançosamente, de resolver o problema,” disse Kunal Mooley, do NRAO (National Radio Astronomy Observatory) e do Caltech.

A técnica é semelhante à que usa explosões de super-nova. Pensa-se que as explosões de super-nova do Tipo Ia tenham todas um brilho intrínseco que pode ser calculado com base na velocidade com que crescem e diminuem de brilho. A medição deste brilho, a partir da Terra, indica-nos a distância da explosão de super-nova. A medição do desvio Doppler da luz da galáxia hospedeira indica a velocidade a que a galáxia se está a afastar da Terra. A velocidade, dividida pela distância, produz a constante de Hubble. Para obter um valor preciso, têm que ser feitas muitas medições a distâncias diferentes.

Quando duas estrelas de neutrões colidem, produzem uma explosão e um surto de ondas gravitacionais. A forma do sinal da onda gravitacional diz aos cientistas quão “brilhante” foi esse surto de ondas gravitacionais. A medição do “brilho”, ou intensidade das ondas gravitacionais recebidas na Terra, pode fornecer a distância.

“Este é um meio completamente independente de esclarecermos o verdadeiro valor da Constante de Hubble,” disse Mooley.

No entanto, há uma reviravolta. A intensidade das ondas gravitacionais varia com a sua orientação em relação ao plano orbital das duas estrelas de neutrões. As ondas gravitacionais são mais fortes na direcção perpendicular ao plano orbital e mais fracas se o plano orbital estiver de lado, visto da perspectiva da Terra.

“A fim de usar as ondas gravitacionais para medir a distância, precisávamos de conhecer essa orientação,” explicou Adam Deller, da Universidade de Tecnologia de Swinburne, na Austrália.

Durante um período de meses, os astrónomos usaram os radiotelescópios para medir o movimento de um jacto super-rápido de material ejectado da explosão. “Nós usámos estas medições, juntamente com simulações hidrodinâmicas detalhadas, para determinar o ângulo de orientação, permitindo assim a utilização das ondas gravitacionais para descobrir a distância,” disse Ehud Nakar da Universidade de Tel Aviv.

Os cientistas dizem que esta única medição, de um evento a cerca de 130 milhões de anos-luz da Terra, ainda não é suficiente para resolver a incerteza, mas a técnica agora pode ser aplicada a futuras fusões de estrelas de neutrões detectadas com ondas gravitacionais.

“Pensamos que mais 15 eventos deste tipo, que podem ser observados tanto com ondas gravitacionais quanto em grande com radiotelescópios, podem resolver o problema,” disse Kenta Hotokezaka, da Universidade de Princeton. “Este seria um avanço importante na nossa compreensão de um dos aspectos mais importantes do Universo,” acrescentou.

A equipa científica internacional liderada por Hotokezaka divulgou os seus resultados num artigo publicado na revista Nature Astronomy.

Astronomia On-line
12 de Julho de 2019

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O gigante no nosso “quintal cósmico”

O centro da nossa Galáxia, a Via Láctea, só é visível aos radiotelescópios. O buraco negro super-massivo no seu núcleo brilha no rádio rodeado por anéis de gás e poeira de remanescentes de super-nova e arcos de material apanhados nos fortes campos magnéticos do núcleo. Esta imagem gigantesca é uma composição de várias observações obtidas pelo VLA (Very Large Array).
Crédito: NRAO/NAUI/NSF

Recentemente, foram combinados vários observatórios rádio para formar o GMVA (Global mm-VLBI Array), uma poderosa ferramenta que sondou a região perto do buraco negro super-massivo da nossa Galáxia. Foram produzidas imagens curiosas desta região, brilhando intensamente no rádio. Estas observações, que envolveram três radiotelescópios norte-americanos – VLA, VLBA e GBT – são um passo importante para a observação do horizonte de eventos de um buraco negro. Aqui fica a história desta investigação até agora.

Há um gigante no nosso “quintal cósmico”. Sabemos que lá está, mas nunca ninguém o viu. É um buraco negro super-massivo e esconde-se no centro da nossa Galáxia.

Em 1931, o engenheiro Karl Jansky observou pela primeira vez um forte sinal cósmico de rádio proveniente da constelação de Sagitário, que se encontra na direcção do centro da nossa Galáxia. Jansky assumiu que os sinais de rádio eram originários do centro da nossa Galáxia, mas não fazia ideia do que essa fonte podia ser e o seu telescópio era incapaz de identificar a localização exacta. Isso sucedeu em 1974, quando Bruce Balick e Robert Brown usaram três antenas rádio do Observatório Green Bank e uma quarta antena mais pequena a cerca de 35 km de distância para formar um radiotelescópio muito mais preciso chamado interferómetro.

Interferometria é um método de usar vários radiotelescópios ou antenas como um único telescópio virtual. Quando duas antenas estão apontadas para o mesmo objecto no céu, recebem o mesmo sinal, mas os sinais estão em dessintonia porque um demora um pouco mais a alcançar uma antena do que a outra. A diferença de tempo depende da direcção das antenas e da distância entre elas. Ao correlacionar os dois sinais, podemos determinar a localização da fonte com muita precisão. Com o GBI (Green Bank Interferometer), Balick e Brown confirmaram a fonte rádio como uma região muito pequena perto do Centro Galáctico. Brown mais tarde denominou a fonte Sagitário A*, ou Sgr A* para abreviar.

O GBI foi um antecessor do VLA (Very Large Array) do NRAO (National Radio Astronomy Observatory). O VLA é composto por 28 antenas capazes de configurações amplamente separadas e juntas, tornando-se a ferramenta perfeita para estudar Sgr A*. Em 1983, uma equipa liderada por Ron Ekers usou o VLA para fazer a primeira imagem rádio do Centro Galáctico, que revelou uma mini-espiral de gás quente. Observações posteriores mostraram não apenas a espiral de gás, mas também uma fonte de rádio distinta e brilhante no centro exacto da Via Láctea.

Nesta altura suspeitava-se fortemente que esta fonte de rádio fosse um enorme buraco negro. Entre 1982 e 1998, Don Backer e Dick Stramek, no VLA, mediram a posição de Sgr A* e descobriram que quase não havia movimento aparente. Isto significava que devia ser extremamente massivo, já que os puxões gravitacionais de estrelas próximas não o faziam mover-se. Eles estimaram que devia ter uma massa equivalente a pelo menos dois milhões de sóis. Observações a longo prazo das estrelas em órbita do Centro Galáctico descobriram que Sgr A* tem aproximadamente 3,6 milhões de massas solares, e imagens rádio detalhadas confirmaram que não deve ser maior que a órbita de Mercúrio em torno do Sol. Sabemos agora que é, de facto, um buraco negro super-massivo.

Estar ciente da existência de um buraco negro não é o mesmo que o ver directamente. Os astrónomos há muito que sonham em observar directamente um buraco negro e talvez até vislumbrar o seu horizonte de eventos. Sagitário A* é o buraco negro super-massivo mais próximo da Terra, de modo que têm havido vários esforços para o observar directamente. Mas há dois grandes desafios a serem superados. O primeiro é que o centro da nossa Via Láctea está rodeado por gás e poeira densos. Quase toda a luz visível da região é obscurecida, por isso não podemos observar o buraco negro com um telescópio óptico. Felizmente, o gás e a poeira são relativamente transparentes ao rádio, o que significa que os radiotelescópios podem ver o coração da nossa Galáxia. Mas isto leva ao segundo grande desafio: a resolução.

Embora o buraco negro Sgr A* seja massivo, tem apenas o tamanho de uma estrela grande. Segundo a teoria da relatividade geral de Einstein, um buraco negro com 3,6 milhões de vezes a massa do Sol teria um horizonte de eventos apenas 15 vezes maior que a nossa estrela. Tendo em conta que o Centro Galáctico está a aproximadamente 26.000 anos-luz da Terra, o buraco negro tem um tamanho aparente muito pequeno no céu, mais ou menos equivalente a ver uma bola de basebol à superfície da Lua. Para ver um objecto rádio tão pequeno, precisamos de um telescópio do tamanho da própria Terra.

Obviamente, não podemos construir um radiotelescópio do tamanho do nosso planeta, mas com a interferometria rádio podemos construir um telescópio virtual do tamanho da Terra. Os observatórios do NRAO estão actualmente a trabalhar em dois projectos que tentam observar um buraco negro, o EHT (Event Horizon Telescope) e o GMVA (Global mm-VLBI Array). O ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) está a participar em ambos os projectos, enquanto o GBT (Green Bank Telescope) e o VLBA (Very Long Baseline Array) fazem parte do GMVA. Tal como o VLA, estes projectos combinam sinais de múltiplas antenas. Dado que as antenas estão localizadas por todo o mundo, este telescópio virtual tem mais ou menos o tamanho da Terra. Mas, ao contrário das antenas do VLA, todas elas têm diferentes tamanhos e sensibilidades. Esta diversidade de antenas dificulta a combinação dos sinais, mas também fornece uma grande vantagem aos projectos.

No VLA, por exemplo, todas as antenas da rede são idênticas. Cada antena contribui igualmente e a sensibilidade do complexo depende do tamanho de uma única antena. Mas quando telescópios, ou antenas de diferentes tamanhos, são combinados, a sensibilidade das antenas maiores ajuda a aumentar a sensibilidade das menores. O GBT, por exemplo, tem um diâmetro de 100 metros. Quando combinado com telescópios mais pequenos num grande interferómetro, a sensibilidade total depende do tamanho médio de todas as antenas. Isso torna o ALMA – ligado ao EHT e ao GMVA – e o GBT – ligado ao GMVA – muito mais sensível aos sinais do buraco negro da Via Láctea, e os cientistas precisam de toda a sensibilidade possível para capturar a imagem de um buraco negro.

Em Janeiro de 2019, o GMVA capturou uma imagem de Sagitário A* a comprimentos de onda de 3mm, mas a dispersão de luz a 3mm pelo plasma situado entre nós e Sgr A* tornou impossível ver a sombra do seu horizonte de eventos. A primeira imagem nítida de um buraco negro foi anunciada pelo EHT em Abril de 2019. Era uma imagem do buraco negro da galáxia M87. Embora M87 esteja mais de 2000 vezes mais distante que o buraco negro no centro da nossa Galáxia, o seu buraco negro central é também 1500 vezes mais massivo. É um buraco negro muito activo e não está obscurecido pelo gás e poeira da nossa Galáxia, facilitando a observação. A observação do nosso buraco negro, mais pequeno e calmo, é um desafio maior. Mas ao trabalharem com observatórios espalhados por todo o mundo, o ALMA e o GBT terão em breve a primeira imagem nítida do gigante situado no nosso “quintal cósmico”.

Astronomia On-line
26 de Abril de 2019

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978: OBSERVAÇÕES RÁDIO CONFIRMAM JACTO VELOZ DE MATERIAL DE FUSÃO DE ESTRELAS DE NEUTRÕES

Rescaldo da fusão de duas estrelas de neutrões. Material ejectado da explosão original formou uma concha em redor do buraco negro formado a partir da colisão. Um jacto de material expelido de um disco em redor do buraco negro interagiu em primeiro lugar com o material ejectado para formar um “casulo” amplo. Mais tarde, o jacto conseguiu atravessar o casulo para emergir para o espaço interestelar, onde o seu movimento extremamente rápido se tornou aparente.
Crédito: Sophia Dagnello, NRAO/AUI/NSF

Medições precisas usando uma colecção continental de radiotelescópios da NSF (National Science Foundation) revelaram que um jacto estreito de partículas se movendo quase à velocidade da luz irrompeu no espaço interestelar depois que um par de estrelas de neutrões se fundiram numa galáxia a 130 milhões de anos-luz da Terra. A fusão, cujo sinal foi captado em Agosto de 2017, expulsou ondas gravitacionais pelo espaço. Foi o primeiro evento a ser detectado tanto por ondas gravitacionais como por ondas electromagnéticas, incluindo raios-gama, raios-X, luz visível e ondas de rádio.

O rescaldo da fusão, de nome GW170817, foi observado por telescópios espaciais e terrestres espalhados pelo globo. Os cientistas observaram as características das ondas recebidas a mudar com o tempo e usaram essas alterações como pistas para revelar a natureza dos fenómenos que se seguiram à fusão.

Uma questão que se destacou, mesmo meses após a fusão, era se o evento havia produzido ou não um jacto estreito e veloz de material que chegou ao espaço interestelar. É uma questão importante, porque esses jactos são necessários para produzir o tipo de explosões de raios-gama que os teóricos dizem ser provocadas pela fusão de pares de estrelas de neutrões.

A resposta surgiu quando os astrónomos usaram uma combinação do VLBA (Very Long Baseline Array) da NSF, do VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) e do GBT (Robert C. Byrd Green Bank Telescope) e descobriram que uma região de emissão de rádio da fusão tinha-se movido e o movimento era tão rápido que apenas um jacto podia explicar a sua velocidade.

“Nós medimos um movimento aparente que é quatro vezes mais rápido do que a luz. Essa ilusão, chamada de movimento superluminal, resulta quando o jacto é apontado quase na direcção da Terra e o material no jacto aproxima-se da velocidade da luz,” comenta Kunal Mooly, do NRAO (National Radio Astronomy Observatory) e do Caltech.

Os astrónomos observaram o objecto 75 dias após a fusão e novamente 230 dias depois.

“Com base na nossa análise, este jacto é provavelmente muito estreito, no máximo com 5 graus de largura, e foi apontado a apenas 20 graus da direcção da Terra,” salienta Adam Deller, da Universidade de Tecnologia de Swinburne e anteriormente do NRAO. “Mas, para coincidir com as nossas observações, o material no jacto tem que ter sido expelido a mais de 97% da velocidade da luz,” acrescentou.

O cenário que surgiu é que a fusão inicial das duas estrelas de neutrões super-densas provocou uma explosão que impulsionou uma “concha” esférica de detritos para fora. As estrelas de neutrões colapsaram num buraco negro cuja poderosa gravidade começou a puxar o material na sua direcção. Esse material formou um disco com rotação rápida, que por sua vez gerou um par de jactos que se movem para fora dos seus pólos.

À medida que o evento se desenrolava, a questão alterou-se para determinar se os jactos irromperiam da “concha” de detritos da explosão original. Os dados das observações indicaram que um jacto tinha interagido com os detritos, formando um “casulo” amplo de material que se expandia para fora. Esse casulo expande-se mais lentamente do que um jacto.

“A nossa interpretação é que o casulo dominou a emissão rádio até cerca de 60 dias após a fusão, e que depois o jacto é que dominou a emissão,” comenta Ore Gottlieb, da Universidade de Tel Aviv, um dos principais teóricos do estudo.

“Tivemos a sorte de poder observar este evento, porque se o jacto tivesse sido apontado para muito mais longe da [perspectiva da] Terra, a emissão rádio teria sido demasiado fraca para a detectarmos,” observa Gregg Hallinan do Caltech.

Os cientistas afirmaram que a detecção de um jacto veloz em GW170817 fortalece bastante a ligação entre as fusões de estrelas de neutrões e as explosões de raios-gama de curta duração. Acrescentaram também que é necessário que os jactos apontem para relativamente perto da Terra para que a explosão de raios-gama seja detectada.

“O nosso estudo demonstra que a combinação de observações do VLBA, do VLA e do GBT é um método poderoso de estudar os jactos e a física associada com os eventos de ondas gravitacionais,” realça Mooley.

“O evento de fusão foi importante por várias razões, e continua a surpreender os astrónomos com mais informações,” observa Joe Pesce, director do programa da NSF para o NRAO. “Os jactos são fenómenos enigmáticos vistos em vários ambientes, e agora estas observações extraordinárias na faixa de rádio do espectro electromagnético estão a proporcionar uma visão fascinante sobre elas, ajudando-nos a entender como funcionam.”

Mooley e colegas relataram as suas descobertas na versão online da revista Nature de dia 5 de Setembro.

Astronomia On-line
7 de Setembro de 2018

(Foram corrigidos 42 erros ortográficos ao texto original)

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740: ATÉ ESTRELAS DE NEUTRÕES FENOMENALMENTE DENSAS CAEM COMO UMA PENA

Impressão de artista do sistema triplo PSR J0337+1715, localizado a mais ou menos 4200 anos-luz da Terra. Este sistema fornece um laboratório natural para testar teorias fundamentais da gravidade.
Crédito: NRAO/AUI/NSF; S. Dagnello

Aproveitando a extraordinária sensibilidade do GBT (Green Bank Telescope) da NSF (National Science Foundation), os astrónomos fizeram o teste mais rigoroso, até agora, de uma das previsões de Einstein sobre a gravidade. Ao rastrear precisamente as trajectórias de três estrelas num único sistema – duas estrelas anãs brancas e uma estrela de neutrões ultra-densa – os investigadores determinaram que até as estrelas de neutrões fenomenalmente compactas “caem” da mesma maneira que as suas homólogas menos densas, um aspecto da natureza chamado de “Princípio da Equivalência Forte” de Einstein.

A compreensão da gravidade de Einstein, conforme descrita na sua teoria geral da relatividade, prevê que todos os objectos caem à mesma proporção, independentemente da sua massa ou composição. Esta teoria passou teste após teste aqui na Terra, mas será que ainda é verdadeira para alguns dos objectos mais massivos e densos do Universo conhecido, um aspecto da natureza conhecido como o Princípio da Equivalência? Uma equipa internacional de astrónomos deu a esta persistente questão o seu teste mais rigoroso de todos os tempos. Os seus achados, publicados na revista Nature, mostram que o conhecimento de Einstein sobre a gravidade ainda prevalece, mesmo num dos cenários mais extremos que o Universo pode oferecer.

Retire todo o ar e um martelo e uma pena cairão à mesma velocidade – um conceito explorado por Galileu no final do século XVI e famosamente ilustrado na Lua pelo astronauta David Scott da Apollo 15.

Embora tivesse como base a física newtoniana, foi preciso a teoria da gravidade de Einstein para expressar como e porque é que isso acontece. As equações de Einstein passaram em todos os testes, desde cuidadosos estudos laboratoriais até observações de planetas no nosso Sistema Solar. Mas as alternativas à teoria geral da relatividade de Einstein prevêem que objectos compactos com gravidade extremamente forte, como as estrelas de neutrões, caem um pouco diferente dos objectos de menor massa. Essa diferença, prevêem as teorias alternativas, seria devido à energia de ligação gravitacional do objecto compacto – a energia gravitacional que o mantém unido.

Em 2011, o GBT da NSF descobriu um laboratório natural para testar esta teoria em condições extremas: um sistema estelar triplo chamado PSR J0337+1715, localizado a cerca de 4200 anos-luz da Terra. Este sistema contém uma estrela de neutrões numa órbita de 1,6 dias com uma estrela anã branca, e o par orbita outra anã branca mais distante a cada 327 dias.

“Este é um sistema estelar único,” afirma Ryan Lynch do GBT, no estado norte-americano da Virgínia Ocidental, co-autor do artigo. “Não sabemos de nenhum outro como ele. Isso torna-o num laboratório único para pôr à prova as teorias de Einstein.”

Desde a sua descoberta que o sistema triplo tem sido observado regularmente pelo GBT, pelo WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope) nos Países Baixos e pelo Observatório de Arecibo da NSF em Porto Rico. O GBT passou mais de 400 horas a observar este sistema, obtendo dados e calculando como cada objecto se move em relação aos outros.

Como é que estes telescópios conseguiram estudar este sistema? Esta estrela de neutrões em particular é na verdade um pulsar. Muitos pulsares giram com uma consistência que rivaliza alguns dos relógios atómicos mais precisos da Terra. “Como um dos radiotelescópios mais sensíveis do mundo, o GBT está preparado para captar esses leves pulsos de ondas de rádio com o objectivo de estudar a física extrema,” acrescenta Lynch. A estrela de neutrões neste sistema pulsa (gira) 366 vezes por segundo.

“Podemos explicar cada pulso da estrela de neutrões desde que começámos as nossas observações,” explica Anne Archibald da Universidade de Amesterdão, do Instituto Holandês de Radioastronomia e autora principal do artigo. “Podemos determinar a sua posição até algumas centenas de metros. É uma determinação realmente precisa de onde a estrela de neutrões esteve e para onde está a ir.”

Se as alternativas à gravidade de Einstein estivessem corretas, então a estrela de neutrões e a anã branca interior cairiam de forma diferente em relação à anã branca exterior. “A anã branca interior não é tão massiva nem tão compacta quanto a estrela de neutrões e, portanto, tem menos energia de ligação gravitacional,” comenta Scott Ransom, astrónomos do NRAO (National Radio Astronomy) em Charlottesville, no estado norte-americano da Virgínia, co-autor do artigo.

Através de meticulosas observações e de cálculos cuidadosos, a equipa foi capaz de testar a gravidade do sistema usando apenas os pulsos da estrela de neutrões. Eles descobriram que qualquer diferença de aceleração entre a estrela de neutrões e a anã branca interior é pequena demais para ser detectada.

“Se houver uma diferença, não será mais do que três partes por milhão,” afirma a co-autora Nina Gusinskaia da Universidade de Amesterdão. Isto coloca severas restrições a quaisquer teorias alternativas à relatividade geral.

Este resultado é dez vezes mais preciso do que o melhor teste anterior da gravidade, tornando as evidências do Princípio da Equivalência Forte de Einstein muito mais fortes. “Estamos sempre à procura de melhores medições em novos locais, de modo que a nossa busca para aprender mais sobre novas fronteiras no Universo vai continuar,” conclui Ransom.

Astronomia On-line
6 de Julho de 2018

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