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Space Scoops
Os Space Scoops continuam a ser públicados, para consultar todos os disponiveis em Português pode seguir para a página do projeto. As versões mais recentes encontram-se também no novo Portal do Astrónomo.
AVISO
Produzido por:
O sucesso do e-VLBI
2004-10-25
Em cima: imagem de baixa resolução de IRC+10420, obtida com o observatório de radiotelescópios MERLIN, mostrando a camada da nuvem que envolve a estrela e que tem emissão MASER na frequência 1612 Mhz. Crédito: MERLIN. Em baixo: a correspondente imagem obtida com o e-VLBI mostra estruturas muito mais finas dos MASERS porque tem maior resolução. Crédito: e-VLBI.
European VLBI Network (EVN)
A EVN é uma rede de radiotelescópios espalhados pela Europa, Ásia e África do Sul que constituem um radiointerferómetro de grande linha de base (Very Long Baseline Interferometry-VLBI). A EVN opera 18 antenas individuais que incluem alguns dos maiores e mais sensíveis radiotelescópios do mundo, como por exemplo o radiotelescópio de 305m em Arecibo (Porto Rico), o Effelsberg de 100 m (Alemanha) e o Lovell de 76 m (Reino Unido). O EVN pode trabalhar em conjunto com outros interferómetros, como por exemplo, com a rede norte-americana VLBA, formando o Global-VLBI.
(European VLBIA EVN é uma rede de radiotelescópios espalhados pela Europa, Ásia e África do Sul que constituem um radiointerferómetro de grande linha de base (Very Long Baseline Interferometry-VLBI). A EVN opera 18 antenas individuais que incluem alguns dos maiores e mais sensíveis radiotelescópios do mundo, como por exemplo o radiotelescópio de 305m em Arecibo (Porto Rico), o Effelsberg de 100 m (Alemanha) e o Lovell de 76 m (Reino Unido). O EVN pode trabalhar em conjunto com outros interferómetros, como por exemplo, com a rede norte-americana VLBA, formando o Global-VLBI.
Very Long Baseline Interferometry (VLBI)
O VLBI é uma técnica de observação que consiste em utilizar vários radiotelescópios em interferometria de grande linha de base de forma a obter uma imagem com uma resolução equivalente a um telescópio de diâmetro igual à maior separação entre as antenas individuais. Redes de VLBI incluem: a European VLBI Network (EVN), com radiotelescópios espalhados pela Europa, Ásia, África do Sul e Porto Rico; a Global-VLBI, que junta o EVN com o VLBA; o Space-VLBI, que inclui um radiotelescópio espacial de 8 m, permitindo linhas de base até três vezes as permitidas pelas redes VLBI terrestres.
Network) reúne radiotelescópios espalhados pela Europa e pelo resto do mundo que trabalham conjuntamente utilizando a técnica de interferometriaO VLBI é uma técnica de observação que consiste em utilizar vários radiotelescópios em interferometria de grande linha de base de forma a obter uma imagem com uma resolução equivalente a um telescópio de diâmetro igual à maior separação entre as antenas individuais. Redes de VLBI incluem: a European VLBI Network (EVN), com radiotelescópios espalhados pela Europa, Ásia, África do Sul e Porto Rico; a Global-VLBI, que junta o EVN com o VLBA; o Space-VLBI, que inclui um radiotelescópio espacial de 8 m, permitindo linhas de base até três vezes as permitidas pelas redes VLBI terrestres.
interferometria
A interferometria é uma técnica de observação baseada em padrões de interferência causados pela combinação de ondas electromagnéticas: quando duas ondas estão em fase, o sinal é mais forte e diz-se que a interferência é construtiva; quando as duas ondas estão exactamente fora de fase, a interferência é destrutiva e não há sinal.
. Os sinais capturados em cada antena individual são combinados para dar origem a uma imagem mais nítida: a resolução da imagem final é igual à de um telescópio com a dimensão da separação máxima das antenas. Até agora, os dados observacionais de cada antena eram gravados e enviados para um local central de processamento onde para serem combinados com os dados dos restantes telescópios. Consequentemente, os astrónomos só podiam ver os resultados das observações um certo tempo depois, tipicamente umas semanas.
A interferometria é uma técnica de observação baseada em padrões de interferência causados pela combinação de ondas electromagnéticas: quando duas ondas estão em fase, o sinal é mais forte e diz-se que a interferência é construtiva; quando as duas ondas estão exactamente fora de fase, a interferência é destrutiva e não há sinal.
Agora, os astrónomos recorreram à internet para ligar os telescópios electronicamente em tempo real. A técnica, que foi justamente baptizada de e-VLBI, só é possível agora que a rede de internet de grande largura de banda é uma realidade.
A 22 de Setembro, radiotelescópios do Reino Unido, Suécia, Holanda, Polónia e Porto Rico realizaram uma sessão de observação conjunta de 20 horas. O objecto de estudo foi a estrela
estrela
Uma estrela é um objecto celeste gasoso que gera energia no seu núcleo através de reacções de fusão nuclear. Para que tal possa suceder, é necessário que o objecto possua uma massa superior a 8% da massa do Sol. Existem vários tipos de estrelas, de acordo com as suas temperaturas efectivas, cores, idades e composição química.
IRC+10420, uma estrela no fim da sua vida, a caminho de uma explosão cataclísmica como supernovaUma estrela é um objecto celeste gasoso que gera energia no seu núcleo através de reacções de fusão nuclear. Para que tal possa suceder, é necessário que o objecto possua uma massa superior a 8% da massa do Sol. Existem vários tipos de estrelas, de acordo com as suas temperaturas efectivas, cores, idades e composição química.
supernova
Uma supernova é a explosão de uma estrela no final da sua vida. As explosões de supernova são de tal forma violentas e luminosas que o seu brilho pode ultrapassar o brilho de uma galáxia inteira. Existem dois tipos principais de supernova: as supernovas Tipo Ia, que resultam da explosão duma estrela anã branca que, no seio de um sistema binário, rouba matéria da estrela companheira até a sua massa atingir o limite de Chandrasekhar e então colapsa; e as supernovas Tipo II, que resultam da explosão de uma estrela isolada de massa elevada (com massa superior a cerca de 4 vezes a massa do Sol) que esgotou o seu combustível nuclear e expeliu as suas camadas externas, restando apenas um objecto compacto (uma estrela de neutrões ou um buraco negro).
. IRC+10420 já expeliu matéria da sua superfície que formou uma nuvem de gás e poeira à sua volta e que emite fortemente no rádioUma supernova é a explosão de uma estrela no final da sua vida. As explosões de supernova são de tal forma violentas e luminosas que o seu brilho pode ultrapassar o brilho de uma galáxia inteira. Existem dois tipos principais de supernova: as supernovas Tipo Ia, que resultam da explosão duma estrela anã branca que, no seio de um sistema binário, rouba matéria da estrela companheira até a sua massa atingir o limite de Chandrasekhar e então colapsa; e as supernovas Tipo II, que resultam da explosão de uma estrela isolada de massa elevada (com massa superior a cerca de 4 vezes a massa do Sol) que esgotou o seu combustível nuclear e expeliu as suas camadas externas, restando apenas um objecto compacto (uma estrela de neutrões ou um buraco negro).
rádio
O rádio é a banda do espectro electromagnético de maior comprimento de onda (menor frequência) e cobre a gama de comprimentos de onda superiores a 0,85 milímetros. O domínio do rádio divide-se no submilímetro, milímetro, microondas e rádio.
. A separação máxima das antenas era de 8200 km, o que dá uma resolução da imagem final de pelo menos 0,02 segundos de arcoO rádio é a banda do espectro electromagnético de maior comprimento de onda (menor frequência) e cobre a gama de comprimentos de onda superiores a 0,85 milímetros. O domínio do rádio divide-se no submilímetro, milímetro, microondas e rádio.
segundo de arco (")
O segundo de arco (") é uma unidade de medida de ângulos, ou arcos de circunferência, correspondente a 1/60 de minuto de arco, ou seja, 1/3600 de grau.
(cerca de 5 vezes melhor do que o Hubble). A inclusão da antena de Arecibo, em Porto Rico, aumentou a sensibilidade da rede de telescópios por um factor de 10.
O segundo de arco (") é uma unidade de medida de ângulos, ou arcos de circunferência, correspondente a 1/60 de minuto de arco, ou seja, 1/3600 de grau.
Cada telescópio está ligado à rede informática para a investigação e ensino do seu país - equivalente à Rede Ciência, Tecnologia e Sociedade (RCTS) em Portugal - e os dados de cada telescópio seguem, a 32 Mbits por segundo, através da rede de investigação pan-europeia GEANT, para a SURFnet, a rede holandesa. O destino é o instituto JIVE (do inglês Joint Institute for VLBI in Europe), na Holanda, onde os 9 Terabits de dados são fornecidos em tempo real a um supercomputador, que os correlaciona. As mesmas redes informáticas são então utilizadas para enviar o produto final de volta para os astrónomos.
Os objectivos científicos desta experiência eram modestos, pois o mais importante era mostrar com as observações de IRC+10420 que o e-VLBI abre a possibilidade de se observarem estruturas de objectos astrofísicos à medida que estes mudam. IRC+10420, uma estrela supergigante a cerca de 15000 anos-luz
ano-luz (al)
O ano-luz (al) é uma unidade de distância igual a 9,467305 x 1012 km, que corresponde à distância percorrida pela luz, no vácuo, durante um ano.
, é uma fonte brilhante de infravermelhoO ano-luz (al) é uma unidade de distância igual a 9,467305 x 1012 km, que corresponde à distância percorrida pela luz, no vácuo, durante um ano.
infravermelho
Região do espectro electromagnético compreendida entre os comprimentos de onda de 0,7 e 350 mícrones. Esta banda permite observar astros, fenómenos, ou processos físicos com temperaturas entre 10 e 5200 graus Kelvin.
. Os radioastrónomos podem mapear a nuvem de poeira e gás que existe à volta de IRC+10420 porque uma das suas moléculasRegião do espectro electromagnético compreendida entre os comprimentos de onda de 0,7 e 350 mícrones. Esta banda permite observar astros, fenómenos, ou processos físicos com temperaturas entre 10 e 5200 graus Kelvin.
molécula
Uma molécula é a unidade mais pequena de um composto químico, sendo constituída por um ou mais átomos, ligados entre si pelas interacções dos seus electrões.
, o iãoUma molécula é a unidade mais pequena de um composto químico, sendo constituída por um ou mais átomos, ligados entre si pelas interacções dos seus electrões.
ião
Átomo ou molécula que perdeu ou ganhou um ou mais electrões.
hidróxido (OH-), revela-se através da emissão MASERÁtomo ou molécula que perdeu ou ganhou um ou mais electrões.
Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation (MASER)
A palavra MASER designa uma amplificação de microondas por emissão estimulada de radiação. O princípio físico por trás deste fenómeno é a emissão estimulada: sob certas condições, um fotão atinge um átomo excitado e provoca a emissão de um fotão. O átomo emite dois fotões: o fotão estimulador, que passa incólume, e o fotão estimulado, que tem o mesmo comprimento de onda, a mesma fase, a mesma polarização e a mesma direcção de propagação que o fotão estimulador. Se cada um destes fotões estimular mais átomos, o feixe inicial de fotões é assim amplificado. O primeiro MASER de laboratório foi construído em 1953, mas os MASERs também ocorrem na natureza: o primeiro MASER cósmico foi observado em 1965.
– emissão muito intensa de radiaçãoA palavra MASER designa uma amplificação de microondas por emissão estimulada de radiação. O princípio físico por trás deste fenómeno é a emissão estimulada: sob certas condições, um fotão atinge um átomo excitado e provoca a emissão de um fotão. O átomo emite dois fotões: o fotão estimulador, que passa incólume, e o fotão estimulado, que tem o mesmo comprimento de onda, a mesma fase, a mesma polarização e a mesma direcção de propagação que o fotão estimulador. Se cada um destes fotões estimular mais átomos, o feixe inicial de fotões é assim amplificado. O primeiro MASER de laboratório foi construído em 1953, mas os MASERs também ocorrem na natureza: o primeiro MASER cósmico foi observado em 1965.
radiação electromagnética
A radiação electromagnética, ou luz, pode ser considerada como composta por partículas (os fotões) ou ondas. As suas propriedades dependem do comprimento de onda: ondas ou fotões com comprimentos de onda mais longos traduzem radiação menos energética. A radiação electromagnética, ou luz, é usualmente descrita como um conjunto de bandas de radiação, como por exemplo o infravermelho, o rádio ou os raios-X.
microondasA radiação electromagnética, ou luz, pode ser considerada como composta por partículas (os fotões) ou ondas. As suas propriedades dependem do comprimento de onda: ondas ou fotões com comprimentos de onda mais longos traduzem radiação menos energética. A radiação electromagnética, ou luz, é usualmente descrita como um conjunto de bandas de radiação, como por exemplo o infravermelho, o rádio ou os raios-X.
microondas
A região do espectro electromagnético, no domínio do rádio, com comprimento de onda entre aproximadamente 1 mm e 30 cm (equivalente ao intervalo de frequências entre 300 GHz e 1 GHz) é a região das microondas.
devido a certas condições de excitação atómica, provocadas pela incidência de radiação de outra fonte. Os astrónomos vêem assim concentrações de gás onde a emissão de rádio é fortemente ampliada por condições especiais.
A região do espectro electromagnético, no domínio do rádio, com comprimento de onda entre aproximadamente 1 mm e 30 cm (equivalente ao intervalo de frequências entre 300 GHz e 1 GHz) é a região das microondas.
Com a resolução do e-VLBI, os astrónomos podem obter imagens de grande detalhe e ver as concentrações de gás a deslocarem-se, os MASERs a nascerem e a morrerem em escalas de tempo que vão de semanas a meses, e estudar as alterações no campo magnético
campo magnético
O campo magnético é a região em torno de um corpo na qual é detectada uma força magnética. Os campos magnéticos actuam apenas em partículas electricamente carregadas. Campos magnéticos fracos são por exemplo gerados por efeito de dínamo no interior dos planetas e luas, enquanto que campos magnéticos mil milhões de vezes mais fortes podem ser gerados em estrelas e galáxias. Os campos magnéticos são capazes de controlar o movimento de gás ionizado e até moldar a forma dos corpos por eles actuados.
que permeia a nuvem de gás e poeira. Os resultados mostraram que o gás está a deslocar-se a 40 km/s e foi ejectado da estrela há cerca de 900 anos.
O campo magnético é a região em torno de um corpo na qual é detectada uma força magnética. Os campos magnéticos actuam apenas em partículas electricamente carregadas. Campos magnéticos fracos são por exemplo gerados por efeito de dínamo no interior dos planetas e luas, enquanto que campos magnéticos mil milhões de vezes mais fortes podem ser gerados em estrelas e galáxias. Os campos magnéticos são capazes de controlar o movimento de gás ionizado e até moldar a forma dos corpos por eles actuados.
O sucesso da experiência com o e-VLBI e o rápido progresso da tecnologia prometem uma grande evolução na obtenção de imagens mais nítidas das regiões mais distantes e menos brilhantes do Universo.
Fonte da notícia: http://www.jb.man.ac.uk/news/evlbi/
