Revista News Physika – 1ª edição

A revista foi criada pelo blog Physics Act e tem como principal intenção divulgar ciência de forma gratuita e com qualidade para todos. A primeira edição da revista conta com os seguintes artigos:

• Tempos de Tunelamento (Bonin. C A)
• Realmente se Pesquisa e se Ensina Física no Brasil (Bolivar A.O)
• Como um físico Observa a Existência de Uma nova Partícula (Santos A.)
• O Raio Passo a Passo em direção a Terra (Saba M)
• Reconstruindo o Universo (Loll R.)

Revista do CBPF

O Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas (CBPF) tem em seu site uma ótima revista em formato .pdf que pode ser lida pelo navegador ou baixada para seu computador. São 97 páginas de ótimas matérias abordando diversos assuntos da atualidade.

A supercondutividade

Divulgado pelo  Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas (CBPF) o artigo em .pdf  pode ser vizualizado no navegador ou salvo em seu computador. Aborda em 4 páginas a supercondutividade.

Para acessar a matéria clique no link a seguir:

A supercondutividade - CBPF

Estrelas de nêutrons

A história das estrelas de nêutrons

Landau propôs a existência das estrelas de nêutrons em 1934 dois anos depois da descoberta dos nêutrons por Chadwick. Foi proposto por Landau que as estrelas de nêutrons seriam formadas após explosões de supernova onde estrelas muito massivas explodiriam e se reduzissem sua massa a um volume suficientemente pequeno a estrela de nêutrons seria criada.

Já em 1967 o astrônomo inglês A. Hewshi detectou os primeiros pulsares, que são estrelas de nêutrons que basicamente emitem pulsos muito regulares, principalmente na faixa de comprimento de onda de rádio.

O que é uma estrela de nêutrons?

São estrelas ultracampactas (só perdendo para o buraco negro) e com gravidade extremamente alta. A densidade no centro dessas estrelas pode chegar a 10^15 g/cm³. As estrelas de nêutrons são remanescentes de supernova, ou seja, são os restos da explosão de uma supernova. Essas estrelas que tem entre 1,5 ~ 3 massas solares após a explosão têm seu diâmetro reduzido de forma extremamente brusca e isso comprime as moléculas e até as órbitas dos elétrons. Agora vejamos o que acontece com os átomos das estrelas de nêutrons.

Normalmente, os átomos encontrados na natureza tem entre as órbitas dos elétrons e o núcleo muito espaço. Como na figura a seguir podemos ver que o raio do átomo é consideravelmente grande em relação ao próprio núcleo e que os elétrons orbitam a uma distância significativa.

Mas imagine uma matéria tão compacta que força os elétrons a se aproximarem tanto do núcleo que eles literalmente batem nos prótons e nêutrons. Bem, é isso que acontece em uma estrela de nêutrons, a matéria é tão compacta que a minúscula órbita dos elétrons os forçam a bater contra os prótons criando assim nêutrons. A imagem a seguir ilustra isso:

Esse processo ocorre principalmente no centro da estrela pois é lá onde a gravidade e a pressão são mais intensas. O calor, pressão e quantidade nêutrons são tão grandes que criam um “mar” de superfluido formado principalmente por nêutrons.

Esse é uma ilustração do interior de uma estrela de nêutrons

   

A formação de estrelas de nêutrons

Algumas estrelas, ao chegarem no fim de suas vidas, podem sofrer explosões violentas que ejetam suas camadas externas para o espaço e depois adquirem a forma de uma estrela de nêutrons quando o tamanho da estrela é reduzido a um raio de no máximo algumas dezenas de quilômetros. Isso ocorre pois as reações nucleares que mantinham a estrela estável acabaram então a força gravitacional comprime a estrela.

Como a imagem mostra, conforme o raio da estrela fica menor sua rotação fica cada vez mais rápido o que ajuda a criar uma enorme pressão dentro da estrela, portanto, isso ajuda na criação dos nêutrons.

Essas estrelas giram muito rápido como podemos ver na figura anterior, seu período de rotação podem  ser milésimos de segundo. Elas tem uma crosta extremamente dura e por isso pouca radiação consegue escapar da estrela mas as que conseguem em geral são raios gamma e ondas de rádio na forma de jatos  e quando isso acontece temos o tipo de estrela conhecido como pulsar que nada mais é do que um canhão de radiação que sai da estrela.

Essas são as estrelas de nêutrons. Para aqueles que quiserem mais informações sobre elas podem acessar online uma Lista de pulsares em sistemas binários compilada por Robert Johnston.

http://www.johnstonsarchive.net/relativity/binpulstable.html

Solução da Equação de Schrödinger

A Equação de Schrödinger, foi proposta pelo físico austríaco Erwin Schrödinger em 1925 e deescreve a evolução temporal de um estado quântico ou sistema físico.

O arquivo da a Solução da Equação de Schrödinger Independe do Tempo para um Poço de Potencial Quadrado Assimétrico.

http://www.sbfisica.org.br/rbef/pdf/v19_102.pdf

Uma comparação entre deduções da equação E=mc²

A famosa fóruma desenvolvida por Einstein agora será desvendada nesse fabuloso documento da Scielo. 

 http://www.scielo.br/pdf/rbef/v26n2/a03v26n2.pdf

Explosão de pulsar se move mais rápido que a luz

Todo físico é ensinado que as informações não podem ser transmitidas mais rápido que a velocidade da luz. No entanto, experimentos de laboratório feito ao longo dos últimos 30 anos mostram claramente que algumas coisas parecem quebrar este limite de velocidade sem quebrar a teoria especial da relatividade de Einstein. Agora, astrofísicos os E.U.A podem ter visto tais velocidades superluminais no espaço - o que poderia nos ajudar a obter um melhor entendimento da composição das regiões entre as estrelas.
Velocidades Superluminal estão associadas a um fenômeno conhecido como dispersão anômala, onde o índice de refração de um meio (tais como um gás atômico) aumenta com o comprimento de onda da luz transmitida. Quando um pulso de luz - que é composta por um grupo de ondas de luz em vários comprimentos de ondas diferente - passa por tal meio, a sua velocidade de grupo pode ser impulsionada para além da velocidade de suas ondas constituintes. No entanto, a energia do pulso ainda viaja à velocidade da luz, o que significa que a informação é transferida de acordo com a teoria de Einstein.

A matéria completa pode ser encontrada (em inglês) no site:
http://physicsworld.com/cws/article/news/41378

Classificação espectral de Harvard

A classificação espectral de Harvard é um sistema que classifica estrelas em sete classes levando em conta características como Massa, cor, cor aparente, linhas de hidrogênio dentre outros. As sete classes são: O, B, A, F, G, K e M.

A seguir uma tabela que mostra as características das classes espectrais.

Fonte: Wikipédia. (clique na imagem para ampliar)

Para entendimento do leitor as características Massa, Raio e Luminosidade são apresentadas todas em relação à nossa estrela, o Sol. Ou seja, quando a tabela diz que as estrelas pertencentes a classe B tem 18M (18 massas solares) quer dizer que essas estrelas têm 18 vezes a massa do Sol. Para a informação do leitor o sol tem aproximadamente 2.10^30 kg ou mais precisamente:

O mesmo vale para o Raio. Enquanto o sol tem 1R (1 raio solar) as estrelas da classe B tem 7R (7 raios solares). Para a informação do leitor o Raio solar tem aproximadamente 7.10^8m ou mais precisamente:

Lembrando que 1UA (unidade astronômica) equivale a aproximadamente 150milhões de quilômetros (distância da Terra até o Sol) e vale exatamente 149 598 000 quilômetros.

Já a luminosidade diz respeito a quanto de luz um corpo irradia em um período de tempo. Normalmente a energia irradiada é medida em Watts e a luminosidade do sol é 3.827×10^{^26} Watts.

De acordo com a tabela é possível perceber que o Sol faz parte da classe G. Mas para frente quando explicarmos cada classe iremos dar mais exemplos.

Classes espectrais

Nesta parte do artigo iremos explicar o básico de cada classe no sistema de classificação de Harvard.

A seguir um esboço do tamanho e cor das estrelas de cada classe espectral.

Classe O

As estrelas que pertencem a esta classe são extremamente quentes, grandes e luminosas. De acordo com tabela é possível perceber que são azuis e são estrelas raras e possuem a menor porcentagem de estrelas da seqüência principal.

Essas estrelas emitem grande parte de sua radiação eletromagnética em forma ultravioleta. Devido a seu grande tamanho essas estrelas possuem núcleos extremamente quentes fazendo com que queimem seus depósitos de hidrogênio rapidamente garantindo a essas estrelas vida “Curta” em relação a estrelas menores que podem viver muitos bilhões de anos a mais. Estrelas como essas costumam explodir em super novas podendo então virar buracos negros, estrelas de nêutrons ou de quarks.

Exemplos: Zeta Orionis, Zeta Puppis, Lambda Orionis, Delta Orionis, Mintaka.

Classe B

Estrelas da classe B também são extremamente luminosas e grandes (em relação ao Sol já que comparado com estrelas de classe O são pequenas). Estrelas dessa classe podem ser chamadas de supergigante azuis (como Rigel, na constelação de Órion). Assim como estrelas de classe O , estrelas de classe B duram relativamente pouco tempo já que são gigantes e por serem muito quentes acabam consumindo seu combustível rapidamente e assim colapsando rápido. Estrelas da classe B possuem 18 massas solares portanto quando morrem colapsam em explosões de super novas.

Exemplo: Rigel

Classe A

As estrelas de classe A são consideravelmente menores que as estrelas de classe B e portanto vivem mais. Por possuírem massa menor que 4~5 massas solares não colapsam em explosões de super novas.

As estrelas dessa classe são as mais comuns vistas no céu, muitas são anãs brancas (restos da morte das estrelas) e a olho nu parecem brancas.

Exemplo: Deneb, Sirius.

Classe F

As estrelas de classe F são potentes, com cor branca ou pouco amarelada e costumam ser estrelas da Sequência Principal. São caracterizadas principalmente pelas Linhas de Hidrogênio e metais ionizados

Exemplo: Formalhaut, Psicis Austrinus

Classe G

Essas estrelas são bem conhecidas já que o Sol pertence a esta classe. Assim como as estrelas de classe F também possui baixas linhas de hidrogênio, metais ionizados mas possuem além destas metais neutros. Durante a evolução das estrelas Supergigantes elas freqüemente caminham das classes O e B para as classes K ou M e enquanto fazem isso passam pela classe G todavia permanecem pouco tempo nesta classe.

O Sol assim como as estrelas da classe G no fim de sua vida saem da Seqüência principal e se tornam Gigantes vermelhas que então explodem e formam Nebulosas planetárias expelindo todas as camadas exteriores deixando apenas um pequeno núcleo conhecido como Anã branca que depois de milhões e milhões de anos se torna uma Anã negra.

Exemplo: Sol.

Classe K

As estrelas de classe K são alaranjadas e mais frias que o Sol. Muitas são Supergigantes ou Gigantes. Estrelas dessa classe tendem a ter vida mais longa que a do Sol pois como são menores e sua temperatura é menor os processos nucleares tem menos intencidade fazendo com que a estrela viva mais por não acabar rapidamente com seu combustível.

Exemplo: Arcturus, Alpha Centauri

Classe M

As estrelas de classe M são as estrelas mais numerosas no Universo. Todas as anãs vermelhas pertencem a esta classe e elas são muitas. A maioria das estrelas da Sequência Principal são anãs vermelhas. Elas são responsáveis por criar muitas Gigantes e Supergigantes vermelhas como Antares, Betelgeuse e Mira.

Exemplo: Proxima Centauri

Ainda sobre o assunto o leitor pode encontrar no YoutTube um vídeo fascinante onde são apresentadas algumas estrelas.

http://www.youtube.com/watch?v=F4tqP3vaLlU

Equação de Drake

Frank Drake nasceu em Chicago, a 28 de Maio de 1930. Estudou radioastronomia e numa conferência em 1961 na Academia Nacional das Ciências, patrocinada pelo SETI, Drake apresentou aquilo que ficaria conhecido como sendo a Equação de Drake.

A equação apresentada por Drake naquele dia foi criada para fornecer uma estimativa do número de civilizações na nossa galáxia com as quais poderíamos nos comunicar.

A equação de Drake:

Explicação de cada termo:

• N – número de civilizações na nossa galáxia com as quais poderá ser possível contactar;
• R* - taxa de formação de estrelas na nossa galáxia;
• fp – fracção dessas estrelas que possuem planetas;
• ne – número médio de planetas que potencialmente podem conter vida / por estrela com planetas;
• fl – fracção de ne que actualmente possui vida;
• fi – fracção de fl que actualmente possui vida inteligente;
• fc – fracção de fc que está disponível e apta para comunicar;
• L – tempo de vida expectável dessa civilização.

Estimativas correntes dos parâmetros da Equação de Drake

• R* - estimada por Drake como sendo de 10/ano. Os últimos cálculos da NASA e da ESA indicam que essa taxa é de, aproximadamente, 6/ano. Porém, o Instituto Planck para a Física Extraterrestre, na Alemanha, afirma que a nossa galáxia não é uma das maiores produtoras de estrelas e supernovas, no Universo.
• fp – estimada por Drake com sendo 0.5.
• ne – estimada por Drake como sendo 2.
• fl – estimada por Drake como sendo 1. Em 2002, Charles H. Lineweaver e Tamara M. Davis (University of New South Wales e Australian Centre for Astrobiology) estimaram fl > 0.13 em planetas que existem, pelo menos, há um bilião de anos. Lineweaver também determinou que cerca de 10% de sistemas estelares na Galáxia são passíveis de condições propícias à vida, já que possuem elementos pesados, estando longe de supernovas e estando estáveis por tempo suficiente.
• fi – estimada por Drake como 0.01. Alguns estimam que sistemas solares em órbitas com exposição às radiações tão baixas como o nosso Sistema Solar podem ser 100.000 vezes mais raros, obtendo um valor de 1×10-7.
• fc – estimado por Drake como sendo 0.01
• L – estimado por Drake como sendo 10 anos. Este valor pode ser determinado a partir da duração da nossa civilização desde o aparecimento da radioastronomia, em 1938, ou seja, L= 72 . Num artigo na Scientific American, Michael Shermer estimou L como sendo 420 anos baseando-se na duração de 60 civilizações históricas. Porém, há que notar que a “queda” de uma civilização não destrói o seu conhecimento nem a sua tecnologia, sendo aproveitadas pelas civilizações vindouras. Assim, as estimativas de Shermer devem ser consideradas como sendo pessimistas.

Da Equação de Drake, tendo em conta as novas estimativas, resulta: 

N = 6 × 0.5 × 2 × 0.33 × 1×10-7 × 0.01 × 420 = 8.316×10-7 = 0.0000008

Nesse site é possível alterar o valor de cada termo e descobrir o número de civilizações com os quais poderíamos entrar em contato! 

http://www.cienciamao.if.usp.br/aliens/drake.php