{"id":2885,"date":"2020-03-10T06:51:36","date_gmt":"2020-03-10T06:51:36","guid":{"rendered":"http:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/?p=2885"},"modified":"2020-03-10T06:51:45","modified_gmt":"2020-03-10T06:51:45","slug":"uma-peca-do-quebra-cabecas-da-quimica-estelar-pode-mudar-as-nossas-medicoes-da-expansao-cosmica","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/2020\/03\/10\/uma-peca-do-quebra-cabecas-da-quimica-estelar-pode-mudar-as-nossas-medicoes-da-expansao-cosmica\/","title":{"rendered":"Uma pe\u00e7a do quebra-cabe\u00e7as da qu\u00edmica estelar pode mudar as nossas medi\u00e7\u00f5es da expans\u00e3o c\u00f3smica"},"content":{"rendered":"\n
\"\"<\/a>
Ao examinar a abund\u00e2ncia do elemento mangan\u00eas, um grupo de astr\u00f3nomos reviu as nossas melhores estimativas para os processos por tr\u00e1s das supernovas do tipo Ia.
Cr\u00e9dito: R. Hurt\/Caltech-JPL, composi\u00e7\u00e3o – departamento gr\u00e1fico do Instituto Max Planck para Astronomia<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Astr\u00f3nomos liderados por Maria Bergemann (Instituto Max Planck para Astronomia) realizaram medi\u00e7\u00f5es qu\u00edmicas de estrelas que podem mudar seriamente o modo como os cosm\u00f3logos medem a constante de Hubble e determinaram a quantidade da chamada energia escura no nosso Universo. Usando modelos aprimorados de como a presen\u00e7a de elementos qu\u00edmicos afetam o espectro de uma estrela, os investigadores descobriram que as chamadas supernovas tipo Ia t\u00eam propriedades diferentes das que se pensava anteriormente. Com base na suposi\u00e7\u00e3o sobre o seu brilho, os cosm\u00f3logos usaram estas supernovas para medir a hist\u00f3ria de expans\u00e3o do Universo. \u00c0 luz dos novos resultados, \u00e9 prov\u00e1vel que essas premissas precisem de ser revistas.<\/p>\n\n\n\n

Nos \u00faltimos dez anos, quando Maria Bergemann, l\u00edder do Grupo de Investiga\u00e7\u00e3o Lise Meitner do Instituto Max Planck para Astronomia, desenvolveu maneiras aprimoradas de medir as propriedades qu\u00edmicas das estrelas, ela n\u00e3o sabia que o seu grupo poderia um dia afetar a maneira como os astr\u00f3nomos medem a expans\u00e3o c\u00f3smica, a constante de Hubble, e a quantidade de energia escura no nosso Universo. Mas, atrav\u00e9s de uma s\u00e9rie de liga\u00e7\u00f5es imprevistas, \u00e9 o que parece estar a acontecer agora. Usando as ferramentas de an\u00e1lise que Bergemann desenvolveu, os astr\u00f3nomos foram capazes de rastrear a abund\u00e2ncia dos elementos qu\u00edmicos mangan\u00eas e ferro ao longo dos \u00faltimos 13 mil milh\u00f5es de anos de hist\u00f3ria Gal\u00e1ctica. O seu resultado (inesperado) coloca restri\u00e7\u00f5es nas propriedades das explos\u00f5es estelares, as denominadas Supernovas do Tipo Ia, necess\u00e1rias para produzir o elemento.<\/p>\n\n\n\n

Anteriormente, pensava-se que a maioria das supernovas do tipo Ia era provocada por uma estrela an\u00e3 branca em \u00f3rbita de uma estrela normal, sugando o hidrog\u00e9nio das camadas exteriores da estrela. As abund\u00e2ncias de mangan\u00eas em estrelas da nossa Via L\u00e1ctea mostram que, pelo contr\u00e1rio, tr\u00eas em cada quatro dessas explos\u00f5es resultam de outros tipos de supernovas do tipo Ia. Um deles pode ser um cen\u00e1rio no qual duas an\u00e3s brancas se orbitam uma \u00e0 outra. O outro cen\u00e1rio envolve uma an\u00e3 branca, que acreta h\u00e9lio de uma companheira e passa por detona\u00e7\u00f5es sequenciais “de fora para dentro”. A diferen\u00e7a entre o cen\u00e1rio padr\u00e3o e os mecanismos alternativos de explos\u00e3o para as SN Ia pode ter consequ\u00eancias fundamentais para a rela\u00e7\u00e3o entre o brilho m\u00e1ximo, a maneira como o brilho muda ao longo do tempo e a escala de tempo geral destas explos\u00f5es de supernova. Isso, por sua vez, \u00e9 importante para algumas das observa\u00e7\u00f5es mais b\u00e1sicas da cosmologia. Essas observa\u00e7\u00f5es usam supernovas do Tipo Ia como “velas padr\u00e3o”, ou seja, fontes de luz cujo brilho intr\u00ednseco pode ser determinado a partir de observa\u00e7\u00f5es. Atrav\u00e9s da compara\u00e7\u00e3o entre o brilho intr\u00ednseco de uma fonte e o seu brilho observado, os astr\u00f3nomos podem determinar a dist\u00e2ncia da fonte. As dete\u00e7\u00f5es da chamada Energia Escura, que se pensa ser respons\u00e1vel por cerca de 70% da densidade energ\u00e9tica total do nosso Universo, remontam a observa\u00e7\u00f5es deste tipo, assim como as medi\u00e7\u00f5es da constante de Hubble que especifica o atual ritmo de expans\u00e3o do nosso Universo. Se as supernovas usadas nestas medi\u00e7\u00f5es n\u00e3o forem velas padr\u00e3o do mesmo tipo, mas sim pelo menos de dois tipos diferentes cujas propriedades intr\u00ednsecas s\u00e3o sistematicamente diferentes, as dedu\u00e7\u00f5es cosmol\u00f3gicas v\u00e3o precisar de ser revistas.<\/p>\n\n\n\n

Modelando espectros estelares como nunca antes<\/strong><\/p>\n\n\n\n

As ferramentas de an\u00e1lise de Bergemann s\u00e3o as mais recentes de uma s\u00e9rie de desenvolvimentos que podem ser tra\u00e7ados at\u00e9 Robert Bunsen e Gustav Kirchhoff, que inventaram a espectroscopia como ferramenta qu\u00edmica em Heidelberg na segunda metade do s\u00e9culo XIX. Eles descobriram que certas regi\u00f5es estreitas brilhantes ou escuras de um espectro, linhas espectrais, podiam ser atribu\u00eddas \u00e0 presen\u00e7a ou aus\u00eancia de elementos qu\u00edmicos espec\u00edficos. No in\u00edcio do s\u00e9culo XX, os astr\u00f3nomos estavam a usar modelos simplificados para essas linhas espectrais a fim de examinar a atmosfera das estrelas – levando \u00e0 medi\u00e7\u00e3o da temperatura, press\u00e3o de superf\u00edcie e composi\u00e7\u00e3o qu\u00edmica das estrelas. Mas esses modelos assumiam que as estrelas eram esferas perfeitas (em contraste com a complexa estrutura tridimensional das estrelas reais) e que a sua press\u00e3o e for\u00e7a gravitacional estavam em equil\u00edbrio (conhecido como equil\u00edbrio hidrost\u00e1tico). Os modelos tamb\u00e9m assumiam, pelo menos localmente, “equil\u00edbrio termodin\u00e2mico” entre o g\u00e1s e a radia\u00e7\u00e3o – ou seja, em cada regi\u00e3o pequena, a energia dispon\u00edvel teve tempo para se espalhar uniformemente entre as diferentes partes do sistema, permitindo-nos atribuir uma temperatura a cada regi\u00e3o.<\/p>\n\n\n\n

Os modelos das atmosferas estelares, e da radia\u00e7\u00e3o emitida pelas estrelas que n\u00e3o assumem o equil\u00edbrio termodin\u00e2mico local s\u00e3o um desenvolvimento relativamente recente. Estes novos modelos s\u00e3o conhecidos como modelos “Non-LTE” (No Local Thermal Equilibrium, pois n\u00e3o assumem tal equil\u00edbrio local). Estes modelos andam de m\u00e3os dadas com simula\u00e7\u00f5es tridimensionais da convec\u00e7\u00e3o sob a superf\u00edcie da estrela, semelhante ao movimento da \u00e1gua a ferver numa panela, em que a mat\u00e9ria se move para cima em algumas regi\u00f5es, para baixo noutras. Eles tamb\u00e9m incluem a intera\u00e7\u00e3o de plasma altamente din\u00e2mico com a radia\u00e7\u00e3o da estrela. A teoria por tr\u00e1s do “Non-LTE” e da hidrodin\u00e2mica j\u00e1 havia sido formulada no final da d\u00e9cada de 1970. No entanto, a aplica\u00e7\u00e3o destes modelos \u00e0 an\u00e1lise da composi\u00e7\u00e3o qu\u00edmica de muitas estrelas na Gal\u00e1xia s\u00f3 se tornou poss\u00edvel h\u00e1 aproximadamente 20 anos atr\u00e1s. Foi quando os poderosos supercomputadores modernos se tornaram dispon\u00edveis para a investiga\u00e7\u00e3o cient\u00edfica, coincidindo com os recentes avan\u00e7os na descri\u00e7\u00e3o da estrutura at\u00f3mica e das intera\u00e7\u00f5es luz-mat\u00e9ria que resultaram em dados robustos para a f\u00edsica at\u00f3mica, necess\u00e1rios para os modelos “Non-LTE”. Bergemann trabalha em diferentes aspetos de tais modelos desde 2005, tornando-a uma das pioneiras no campo.<\/p>\n\n\n\n

Para alguns elementos, principalmente o ferro, os novos m\u00e9todos refinados produzem praticamente o mesmo resultado que os precursores simplificados. Mas para outros, existem diferen\u00e7as not\u00e1veis. Bergemann e a sua equipa, incluindo Andrew Gallagher, Camilla Juul Hansen e Philipp Eitner encontraram um exemplo disso ao rastrear a evolu\u00e7\u00e3o qu\u00edmica do elemento mangan\u00eas, um metal pr\u00f3ximo do ferro na tabela peri\u00f3dica dos elementos. Gallagher conseguiu melhorar bastante o desempenho do c\u00f3digo 3D “Non-LTE”. Hansen forneceu dados observacionais de alta qualidade cobrindo as regi\u00f5es espectrais essenciais para as observa\u00e7\u00f5es, que est\u00e3o no ultravioleta pr\u00f3ximo. Eitner, como estudante da Universidade de Heidelberg, trabalhou numa estrutura robusta para aplicar o “Non-LTE” \u00e0 modelagem de espectros estelares. Ele tamb\u00e9m estendeu essa an\u00e1lise a casos em que podemos observar um espectro n\u00e3o para estrelas separadas, mas apenas para a luz combinada de v\u00e1rias estrelas num enxame estelar. Isto \u00e9 essencial para a an\u00e1lise de enxames extragal\u00e1ticos de estrelas.<\/p>\n\n\n\n

Tra\u00e7ando a hist\u00f3ria do mangan\u00eas na nossa Gal\u00e1xia e al\u00e9m<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Ao analisarem 42 estrelas, os astr\u00f3nomos foram capazes de reconstruir a hist\u00f3ria da produ\u00e7\u00e3o de mangan\u00eas na nossa Gal\u00e1xia. Em termos de qu\u00edmica, o Universo come\u00e7ou muito simples, com quase nada al\u00e9m de hidrog\u00e9nio e h\u00e9lio pouco depois do Big Bang, h\u00e1 13,8 mil milh\u00f5es de anos. Ddesde ent\u00e3o e at\u00e9 agora foi produzida, no interior das estrelas, uma grande fra\u00e7\u00e3o de elementos mais pesados. Outros elementos – como o mangan\u00eas e o ferro – s\u00e3o produzidos nas violentas explos\u00f5es de supernova que assinalam o fim da vida de certas estrelas. As supernovas dispersam a mat\u00e9ria da estrela, semeando o espa\u00e7o em redor com elementos mais pesados. \u00c0 medida que se formam estrelas de gera\u00e7\u00f5es posteriores, elas incorporam esses elementos mais pesados. Os tra\u00e7os espectrais destes elementos ser\u00e3o observ\u00e1veis nas atmosferas das estrelas (a prop\u00f3sito, os elementos mais pesados no disco rodopiante de g\u00e1s em torno da estrela rec\u00e9m-nascida s\u00e3o a base qu\u00edmica para a forma\u00e7\u00e3o de planetas e, no caso do nosso Sistema Solar, para a forma\u00e7\u00e3o da vida num desses planetas. Sem esses elementos, n\u00f3s n\u00e3o existir\u00edamos, e nem a Terra).<\/p>\n\n\n\n

Devido a este tipo de hist\u00f3ria qu\u00edmica cumulativa, a abund\u00e2ncia de elementos como o ferro na atmosfera de uma estrela \u00e9 um indicador direto de h\u00e1 quanto tempo essa estrela nasceu. Usando espectros estelares de alta resolu\u00e7\u00e3o de telesc\u00f3pios com 8-10 metros – o VLT (Very Large Telescope) do ESO e o Observat\u00f3rio Keck – Bergemann e colegas mediram as abund\u00e2ncias de ferro e mangan\u00eas para 42 estrelas, algumas com 13 mil milh\u00f5es de anos. Usando a abund\u00e2ncia de ferro como um indicador de idade de cada estrela em rela\u00e7\u00e3o \u00e0s outras, os astr\u00f3nomos foram capazes de reconstruir a hist\u00f3ria da produ\u00e7\u00e3o de mangan\u00eas na nossa Gal\u00e1xia. Para sua grande surpresa, esta nova e aprimorada an\u00e1lise mostrou que a propor\u00e7\u00e3o de mangan\u00eas em rela\u00e7\u00e3o ao ferro era bastante constante durante esse longo per\u00edodo. Estudos anteriores, menos refinados, descobriram uma tend\u00eancia na produ\u00e7\u00e3o de mangan\u00eas que aumentava constantemente durante os 13 mil milh\u00f5es de anos da hist\u00f3ria Gal\u00e1ctica. Ainda mais surpreendentemente, os astr\u00f3nomos encontraram o mesmo r\u00e1cio constante entre o mangan\u00eas e o ferro em todas as diferentes regi\u00f5es da nossa pr\u00f3pria Gal\u00e1xia, e tamb\u00e9m em gal\u00e1xias pr\u00f3ximas do Grupo Local. Pelo menos na nossa vizinhan\u00e7a c\u00f3smica, a rela\u00e7\u00e3o mangan\u00eas\/ferro parece ser uma constante qu\u00edmica universal.<\/p>\n\n\n\n

Supernovas com um limite fundamental<\/strong><\/p>\n\n\n\n

\u00c9 aqui que entram as supernovas. O mangan\u00eas precisa de uma energia incrivelmente elevada, libertada nas explos\u00f5es de supernova, para se formar. Diferentes tipos de supernovas produzem ferro e mangan\u00eas em diferentes propor\u00e7\u00f5es. Um dos contribuintes s\u00e3o as chamadas supernovas de colapso do n\u00facleo, onde uma estrela massiva colapsa no final da sua vida, depois de esgotar o seu combust\u00edvel nuclear no centro. As outras s\u00e3o mais interessantes neste contexto: se uma estrela an\u00e3 branca, um remanescente de uma estrela parecida com o Sol, orbitar uma estrela gigante, a sua gravidade puxar\u00e1 o hidrog\u00e9nio da estrela gigante para a sua pr\u00f3pria superf\u00edcie. Uma vez atingida uma massa limite, a chamada massa de Chandrasekhar, a an\u00e3 branca torna-se inst\u00e1vel, resultando numa explos\u00e3o termonuclear, a chamada Supernova do Tipo Ia. A massa limite segue os princ\u00edpios fundamentais da f\u00edsica, como descoberto pela primeira vez por Subrahmanian Chandrasekhar em 1930. Tendo em conta o fundamental “limite de Chandrasekhar”, neste cen\u00e1rio a massa total da estrela explosiva e, portanto, o brilho total da explos\u00e3o, s\u00e3o sempre mais ou menos os mesmos.<\/p>\n\n\n\n

Isto \u00e9 uma boa not\u00edcia para os astr\u00f3nomos que acompanham a expans\u00e3o do nosso cosmos: quando observam uma explos\u00e3o destas, sabem o brilho na fonte; comparando esse brilho com o brilho observado, podem deduzir a dist\u00e2ncia da supernova. Medindo o desvio para o vermelho da gal\u00e1xia em que a explos\u00e3o ocorreu (ou seja, a rapidez com que a gal\u00e1xia se afasta de n\u00f3s), os cosm\u00f3logos podem escrever uma rela\u00e7\u00e3o entre o desvio para o vermelho e a dist\u00e2ncia, que lhes diz qu\u00e3o depressa o Universo est\u00e1 a expandir-se (codificada na chamada constante de Hubble) e tamb\u00e9m se essa expans\u00e3o est\u00e1 a acelerar ou a tornar-se mais lenta com o tempo. A descoberta, no final dos anos 90, de que o nosso Universo est\u00e1 a acelerar, resultou no Pr\u00e9mio Nobel da F\u00edsica de 2011 para Saul Perlmutter, Brian Schmidt e Adam Riess. A acelera\u00e7\u00e3o pode ser explicada assumindo que o nosso cosmos \u00e9 preenchido com um ingrediente invulgar que os astr\u00f3nomos chamam de “Energia Escura”.<\/p>\n\n\n\n

Abordando as supernovas Ia de modo diferente<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Essa, pelo menos, \u00e9 a hist\u00f3ria at\u00e9 agora. Com as medi\u00e7\u00f5es anteriores e menos precisas do mangan\u00eas, os astr\u00f3nomos conclu\u00edram que uma fra\u00e7\u00e3o significativa das Supernovas do Tipo Ia ocorre da maneira descrita acima, como uma an\u00e3 branca que engole hidrog\u00e9nio de uma companheira estelar gigante. Mas, para explicar o porqu\u00ea de a rela\u00e7\u00e3o mangan\u00eas-ferro ter permanecido constante ao longo da hist\u00f3ria Gal\u00e1ctica, as coisas devem ter sido diferentes. Existem v\u00e1rias outras maneiras de produzir uma Supernova do Tipo Ia. Para os observadores que medem a curva de luz da explos\u00e3o, ou seja, a maneira como o seu brilho muda ao longo do tempo, estes cen\u00e1rios s\u00e3o indistingu\u00edveis do cen\u00e1rio da an\u00e3 branca com a gigante estelar.<\/p>\n\n\n\n

Num caso especial, uma estrela acreta mat\u00e9ria de uma companheira que leva \u00e0 instabilidade nuclear na camada externa de h\u00e9lio, despoletando uma explos\u00e3o fora do centro e uma frente de detona\u00e7\u00e3o. Esta frente ardente propaga-se para o n\u00facleo da estrela a velocidades supers\u00f3nicas, desencadeando outra detona\u00e7\u00e3o no n\u00facleo de carbono-oxig\u00e9nio da an\u00e3 branca. Este cen\u00e1rio \u00e9 conhecido como SN Ia de detona\u00e7\u00e3o dupla.<\/p>\n\n\n\n

No outro caso, as protagonistas s\u00e3o duas an\u00e3s brancas em \u00edntima \u00f3rbita uma da outra. Quando as estrelas ficam assim t\u00e3o pr\u00f3ximas que, na verdade, o seu g\u00e1s externo gira em torno delas como um inv\u00f3lucro comum, as ondas gravitacionais emitidas pelo bin\u00e1rio for\u00e7am as an\u00e3s brancas a aproximarem-se ainda mais. \u00c0 medida que as duas an\u00e3s brancas se fundem, o resultado \u00e9 uma explos\u00e3o termonuclear.<\/p>\n\n\n\n

Por \u00faltimo, mas n\u00e3o menos importante, at\u00e9 as an\u00e3s brancas bin\u00e1rias podem sofrer uma detona\u00e7\u00e3o dupla, resultando numa SN Ia de “detona\u00e7\u00e3o dupla, duplamente degenerada e dinamicamente acionada”.<\/p>\n\n\n\n

Em todos estes cen\u00e1rios alternativos, o brilho dessa explos\u00e3o n\u00e3o \u00e9 fixado por uma constante f\u00edsica. As explos\u00f5es de detona\u00e7\u00e3o dupla n\u00e3o exigem que a estrela atinja um limite de massa de Chandrasekhar: de facto, explodem com massas mais baixas e s\u00e3o, portanto, chamadas de explos\u00f5es sub-Chandrasekhar. Numa fus\u00e3o violenta, o objeto explosivo combinado pode ser menos ou mais massivo do que o limite de Chandrasekhar. As explos\u00f5es de massa sub-Chandrasekhar devem ser um pouco menos brilhantes, enquanto as explos\u00f5es super-Chandrasekhar devem ser mais brilhantes do que as suas primas de massa Chandrasekhar. Isto s\u00e3o m\u00e1s not\u00edcias para os cosm\u00f3logos que confiam nas velas padr\u00e3o das Supernovas do Tipo Ia, onde tais explos\u00f5es devem ter um brilho intr\u00ednseco uniforme e bem definido. O que \u00e9 ainda pior \u00e9 que, para explicar a propor\u00e7\u00e3o constante observada de mangan\u00eas para ferro, Bergemann e colegas precisaram de assumir que tr\u00eas-quartos de todas as Supernovas do Tipo Ia na nossa Gal\u00e1xia s\u00e3o devidos a explos\u00f5es de an\u00e3s brancas bin\u00e1rias compactas ou devidos a explos\u00f5es de detona\u00e7\u00e3o dupla. As supernovas Ia n\u00e3o padronizadas s\u00e3o a regra, n\u00e3o a exce\u00e7\u00e3o.<\/p>\n\n\n\n

Pr\u00f3ximos passos<\/strong><\/p>\n\n\n\n

\u00c9 aqui que est\u00e1 o assunto de momento. N\u00e3o h\u00e1 d\u00favida que outros grupos colocar\u00e3o os resultados de Bergemann e colegas \u00e0 prova. Mesmo agora, existem dados corroborantes: um grupo de astr\u00f3nomos liderados por Evan Kirby e Mia de los Reyes, do Instituto de Tecnologia da Calif\u00f3rnia, descobriu resultados semelhantes para v\u00e1rias gal\u00e1xias an\u00e3s.<\/p>\n\n\n\n

O pr\u00f3ximo lan\u00e7amento de dados (DR3) do sat\u00e9lite Gaia da ESA, previsto para 2021, poder\u00e1 produzir dados adicionais sobre a preval\u00eancia de an\u00e3s brancas bin\u00e1rias, potencialmente refor\u00e7ando o argumento para o novo tipo de Supernova Ia. Muito mais tarde, o detetor espacial de ondas gravitacionais, LISA, com lan\u00e7amento previsto para 2034, poder\u00e1 detetar as ondas gravitacionais de fus\u00f5es de an\u00e3s brancas a grandes dist\u00e2ncias, permitindo uma verifica\u00e7\u00e3o direta das previs\u00f5es de Bergemann e colegas.<\/p>\n\n\n\n

Entretanto, os cosm\u00f3logos estar\u00e3o ocupados a verificar quais as consequ\u00eancias que o novo tipo de Supernova pode ter para as suas dedu\u00e7\u00f5es sobre o Universo como um todo. Num aspeto, as corre\u00e7\u00f5es esperadas podem at\u00e9 ser bem-vindas: atualmente, h\u00e1 uma discrep\u00e2ncia sobre a constante de Hubble medida com a utiliza\u00e7\u00e3o de supernovas do Tipo Ia e a constante de Hubble medida com a radia\u00e7\u00e3o c\u00f3smica de fundo das fases iniciais do nosso cosmos. Os novos resultados das Supernovas Ia podem ajudar a tornar os atuais modelos cosmol\u00f3gicos e observa\u00e7\u00f5es mais consistentes. Em suma, uma demonstra\u00e7\u00e3o impressionante da interconetividade da investiga\u00e7\u00e3o astron\u00f3mica. Ao desenvolver um novo m\u00e9todo de analisar a qu\u00edmica das estrelas, podemos acabar por mudar a nossa vis\u00e3o do Universo como um todo.<\/p>\n\n\n\n

\/\/ Instituto Max Planck para Astronomia (comunicado de imprensa)<\/a>
\/\/ Artigo cient\u00edfico (Astronomy & Astrophysics)<\/a>
\/\/ Artigo cient\u00edfico (arXiv.org)<\/a><\/p>\n\n\n\n

Saiba mais:<\/h4>\n\n\n\n

Not\u00edcias relacionadas:<\/strong>
Universe Today<\/a>
Space Daily<\/a>
Observador<\/a><\/p>\n\n\n\n

Universo:<\/strong>
A expans\u00e3o acelerada do Universo (Wikipedia)<\/a>
Universo (Wikipedia)<\/a>
Idade do Universo (Wikipedia)<\/a>
Estrutura a grande-escala do Universo (Wikipedia)<\/a>
Big Bang (Wikipedia)<\/a>
Cronologia do Big Bang (Wikipedia)<\/a><\/p>\n\n\n\n

“Escada” c\u00f3smica de dist\u00e2ncias:<\/strong>
Wikipedia<\/a><\/p>\n\n\n\n

Via L\u00e1ctea:<\/strong>
Wikipedia<\/a>
SEDS<\/a><\/p>\n\n\n\n

Evolu\u00e7\u00e3o estelar:<\/strong>
Wikipedia<\/a><\/p>\n\n\n\n

An\u00e3s brancas:
<\/strong>Wikipedia<\/a>
NASA<\/a><\/p>\n\n\n\n

Supernovas:<\/strong>
Wikipedia<\/a> 
Tipo Ia (Wikipedia)<\/a><\/p>\n\n\n\n

Gaia:<\/strong>
ESA<\/a>
ESA – 2<\/a>
Programa Alertas de Ci\u00eancia Fotom\u00e9trica do Gaia<\/a>
Arquivo de dados do Gaia<\/a>
Como usar os dados do Gaia<\/a>
Recursos VR<\/a>
SPACEFLIGHT101<\/a>
Wikipedia<\/a><\/p>\n\n\n\n

LISA:<\/strong>
P\u00e1gina oficial<\/a>
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Ao examinar a abund\u00e2ncia do elemento mangan\u00eas, um grupo de astr\u00f3nomos reviu as nossas melhores estimativas para os processos por tr\u00e1s das supernovas do tipo Ia.Cr\u00e9dito: R. Hurt\/Caltech-JPL, composi\u00e7\u00e3o – departamento gr\u00e1fico do Instituto Max Planck para Astronomia Astr\u00f3nomos liderados por Maria Bergemann (Instituto Max Planck para Astronomia) realizaram medi\u00e7\u00f5es qu\u00edmicas de estrelas que podem …<\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":2886,"comment_status":"open","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"footnotes":""},"categories":[62,50,16,1,59],"tags":[310,327,689,329,311,450,244,180],"class_list":["post-2885","post","type-post","status-publish","format-standard","has-post-thumbnail","","category-cosmologia","category-estrelas","category-sondas-missoes-espaciais","category-telescopios-profissionais","category-via-lactea","tag-anas-brancas","tag-constante-de-hubble","tag-evolucao-estelar","tag-expansao-do-universo","tag-gaia","tag-lisa","tag-supernovas","tag-via-lactea"],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/2885","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/users\/1"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=2885"}],"version-history":[{"count":1,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/2885\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":2887,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/2885\/revisions\/2887"}],"wp:featuredmedia":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/media\/2886"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=2885"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=2885"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=2885"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}