{"id":7487,"date":"2024-11-29T07:12:42","date_gmt":"2024-11-29T06:12:42","guid":{"rendered":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/?p=7487"},"modified":"2024-11-29T07:12:43","modified_gmt":"2024-11-29T06:12:43","slug":"uma-supernova-proxima-podia-por-fim-a-procura-pela-materia-escura","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/2024\/11\/29\/uma-supernova-proxima-podia-por-fim-a-procura-pela-materia-escura\/","title":{"rendered":"Uma supernova pr\u00f3xima podia p\u00f4r fim \u00e0 procura pela mat\u00e9ria escura"},"content":{"rendered":"
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\"\"<\/a>
Impress\u00e3o de artista de uma estrela de neutr\u00f5es altamente magnetizada. De acordo com a teoria atual, os axi\u00f5es seriam criados no interior quente da estrela de neutr\u00f5es. Os astrof\u00edsicos da Universidade da Calif\u00f3rnia em Berkeley afirmam que o forte campo magn\u00e9tico da estrela transformar\u00e1 estes axi\u00f5es em raios gama que podem ser detetados a partir da Terra, determinando a massa do axi\u00e3o.\nCr\u00e9dito: Casey Reed, cortesia da Penn State<\/figcaption><\/figure>\n<\/div>\n\n\n

A procura pela mat\u00e9ria escura do Universo podia terminar amanh\u00e3 – caso houvesse uma supernova pr\u00f3xima e tiv\u00e9ssemos um pouco de sorte.<\/p>\n\n\n\n

A natureza da mat\u00e9ria escura ilude os astr\u00f3nomos h\u00e1 90 anos, desde que se percebeu que 85% da mat\u00e9ria do Universo n\u00e3o \u00e9 vis\u00edvel atrav\u00e9s dos nossos telesc\u00f3pios. Atualmente, o candidato mais prov\u00e1vel \u00e0 mat\u00e9ria escura \u00e9 o axi\u00e3o, uma part\u00edcula leve que investigadores de todo o mundo est\u00e3o a tentar desesperadamente encontrar.<\/p>\n\n\n\n

Os astrof\u00edsicos da Universidade da Calif\u00f3rnia, em Berkeley, argumentam agora que o axi\u00e3o podia ser descoberto segundos ap\u00f3s a dete\u00e7\u00e3o de raios gama provenientes da explos\u00e3o de uma supernova pr\u00f3xima. Os axi\u00f5es, a existirem, seriam produzidos em quantidades abundantes durante os primeiros 10 segundos ap\u00f3s o n\u00facleo de uma estrela massiva colapsar numa estrela de neutr\u00f5es, e esses axi\u00f5es escapariam e seriam transformados em raios gama altamente energ\u00e9ticos no intenso campo magn\u00e9tico da estrela.<\/p>\n\n\n\n

Uma tal dete\u00e7\u00e3o s\u00f3 \u00e9 poss\u00edvel hoje em dia se o \u00fanico telesc\u00f3pio de raios gama no espa\u00e7o, o Telesc\u00f3pio Espacial Fermi, estiver a apontar na dire\u00e7\u00e3o da supernova no momento em que esta explode. Tendo em conta o campo de vis\u00e3o do telesc\u00f3pio, isso representa cerca de uma hip\u00f3tese em 10.<\/p>\n\n\n\n

No entanto, uma \u00fanica dete\u00e7\u00e3o de raios gama permitiria determinar a massa do axi\u00e3o, em particular o chamado axi\u00e3o QCD, numa enorme gama de massas te\u00f3ricas, incluindo intervalos de massas que est\u00e3o agora a ser analisados em experi\u00eancias na Terra. Contudo, a aus\u00eancia de uma dete\u00e7\u00e3o eliminaria uma grande gama de massas potenciais para o axi\u00e3o e tornaria irrelevante a maioria das atuais pesquisas por mat\u00e9ria escura.<\/p>\n\n\n\n

O problema \u00e9 que, para que os raios gama sejam suficientemente brilhantes para serem detetados, a supernova tem de estar pr\u00f3xima – dentro da nossa Via L\u00e1ctea ou de uma das suas gal\u00e1xias sat\u00e9lite – e as estrelas pr\u00f3ximas s\u00f3 explodem, em m\u00e9dia, de poucas em poucas d\u00e9cadas. A \u00faltima supernova pr\u00f3xima ocorreu em 1987 na Grande Nuvem de Magalh\u00e3es, uma gal\u00e1xia sat\u00e9lite da Via L\u00e1ctea. Na altura, um telesc\u00f3pio de raios gama, o SMM (Solar Maximum Mission), apontava na dire\u00e7\u00e3o da supernova, mas n\u00e3o era suficientemente sens\u00edvel para detetar a intensidade prevista dos raios gama, de acordo com a an\u00e1lise da equipa da Universidade de Berkeley.<\/p>\n\n\n\n

“Se v\u00edssemos uma supernova, como a supernova 1987A, com um telesc\u00f3pio moderno de raios gama, ser\u00edamos capazes de detetar ou excluir este axi\u00e3o QCD muito interessante, na maioria do seu espa\u00e7o de par\u00e2metros – essencialmente todo o espa\u00e7o de par\u00e2metros que n\u00e3o podem ser estudados em laborat\u00f3rio e em grande parte do espa\u00e7o de par\u00e2metros que podem ser estudados em laborat\u00f3rio”, disse Benjamin Safdi, professor de f\u00edsica na UC Berkeley e autor s\u00e9nior de um artigo cient\u00edfico publicado online dia 19 de novembro na revista Physical Review Letters. “E tudo isto aconteceria em 10 segundos”.<\/p>\n\n\n\n

No entanto, os investigadores receiam que, quando a t\u00e3o esperada supernova surgir no Universo pr\u00f3ximo, n\u00e3o estejamos preparados para ver os raios gama produzidos pelos axi\u00f5es. Os cientistas est\u00e3o agora a falar com colegas que constroem telesc\u00f3pios de raios gama para avaliar a viabilidade de lan\u00e7ar um ou uma frota desses telesc\u00f3pios para cobrir 100% do c\u00e9u 24 horas por dia, 7 dias por semana, e ter a certeza de apanhar qualquer explos\u00e3o de raios gama. At\u00e9 propuseram um nome para a sua constela\u00e7\u00e3o de sat\u00e9lites de raios gama de c\u00e9u completo – GALAXIS (GALactic AXion Instrument for Supernova).<\/p>\n\n\n\n

“Penso que todos n\u00f3s neste trabalho estamos stressados com a possibilidade de haver uma supernova pr\u00f3xima antes de termos a instrumenta\u00e7\u00e3o adequada”, disse Safdi. “Seria uma pena se uma supernova explodisse amanh\u00e3 e perd\u00eassemos a oportunidade de detetar o axi\u00e3o – pode ser que ele s\u00f3 volte daqui a 50 anos”.<\/p>\n\n\n\n

Axi\u00f5es QCD<\/strong><\/p>\n\n\n\n

A procura pela mat\u00e9ria escura centrou-se inicialmente nos t\u00e9nues MACHOs (MAssive Compact Halo Objects), teoricamente espalhados pela nossa Gal\u00e1xia e pelo cosmos, mas quando estes n\u00e3o se materializaram, os f\u00edsicos come\u00e7aram a procurar part\u00edculas elementares que teoricamente est\u00e3o \u00e0 nossa volta e deveriam ser detet\u00e1veis em laborat\u00f3rios terrestres. Estas WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) tamb\u00e9m n\u00e3o foram detetadas. Atualmente, o melhor candidato para a mat\u00e9ria escura \u00e9 o axi\u00e3o, uma part\u00edcula que se enquadra perfeitamente no modelo padr\u00e3o da f\u00edsica e que resolve v\u00e1rios outros enigmas importantes da f\u00edsica de part\u00edculas. Os axi\u00f5es tamb\u00e9m se enquadram perfeitamente na teoria das cordas, uma hip\u00f3tese sobre a geometria subjacente do Universo, e pode ser capaz de unificar a gravidade, que explica as intera\u00e7\u00f5es em escalas c\u00f3smicas, com a teoria da mec\u00e2nica qu\u00e2ntica, que descreve o infinitesimal.<\/p>\n\n\n\n

“Parece quase imposs\u00edvel ter uma teoria consistente da gravidade combinada com a mec\u00e2nica qu\u00e2ntica que n\u00e3o tenha part\u00edculas como o axi\u00e3o”, disse Safdi.<\/p>\n\n\n\n

O candidato mais forte para o axi\u00e3o, chamado axi\u00e3o QCD – nome dado em homenagem \u00e0 teoria reinante da for\u00e7a forte, QCD (quantum chromodynamics) ou cromodin\u00e2mica qu\u00e2ntica – teoricamente interage com toda a mat\u00e9ria, embora fracamente, atrav\u00e9s das quatro for\u00e7as da natureza: gravidade, eletromagnetismo, a for\u00e7a forte, que mant\u00e9m os \u00e1tomos unidos, e a for\u00e7a fraca, que explica a quebra dos \u00e1tomos. Uma das consequ\u00eancias \u00e9 que, num campo magn\u00e9tico forte, um axi\u00e3o pode ocasionalmente transformar-se numa onda eletromagn\u00e9tica, ou fot\u00e3o. O axi\u00e3o \u00e9 distintamente diferente de outra part\u00edcula leve e de fraca intera\u00e7\u00e3o, o neutrino, que apenas interage atrav\u00e9s da gravidade e da for\u00e7a fraca e ignora totalmente a for\u00e7a eletromagn\u00e9tica.<\/p>\n\n\n\n

As experi\u00eancias de laborat\u00f3rio – como o Cons\u00f3rcio ALPHA (Axion Longitudinal Plasma HAloscope), o DMradio e o ABRACADABRA (A Broadband\/Resonant Approach to Cosmic Axion Detection with an Amplifying B-field Ring Apparatus), todas elas envolvendo investigadores da UC Berkeley – utilizam cavidades compactas que, tal como um diapas\u00e3o, ressoam e amplificam o fraco campo eletromagn\u00e9tico ou fot\u00e3o produzido quando um axi\u00e3o de baixa massa se transforma na presen\u00e7a de um forte campo magn\u00e9tico.<\/p>\n\n\n\n

Em alternativa, os astrof\u00edsicos propuseram a procura de axi\u00f5es produzidos no interior de estrelas de neutr\u00f5es imediatamente ap\u00f3s uma supernova de colapso do n\u00facleo, como SN 1987A. At\u00e9 agora, no entanto, t\u00eam-se concentrado principalmente na dete\u00e7\u00e3o de raios gama resultantes da lenta transforma\u00e7\u00e3o destes axi\u00f5es em fot\u00f5es nos campos magn\u00e9ticos das gal\u00e1xias. Safdi e os seus colegas aperceberam-se que esse processo n\u00e3o \u00e9 muito eficiente na produ\u00e7\u00e3o de raios gama, ou pelo menos n\u00e3o o suficiente para ser detetado a partir da Terra.<\/p>\n\n\n\n

Ao inv\u00e9s, exploraram a produ\u00e7\u00e3o de raios gama por axi\u00f5es nos fortes campos magn\u00e9ticos em torno da pr\u00f3pria estrela que gerou os axi\u00f5es. As simula\u00e7\u00f5es em supercomputador mostraram que esse processo cria, de forma muito eficiente, uma explos\u00e3o de raios gama que depende da massa do axi\u00e3o, e que a explos\u00e3o deveria ocorrer simultaneamente com uma explos\u00e3o de neutrinos do interior da estrela de neutr\u00f5es quente. Esta explos\u00e3o de axi\u00f5es, no entanto, dura apenas 10 segundos ap\u00f3s a forma\u00e7\u00e3o da estrela de neutr\u00f5es – depois disso, o ritmo de produ\u00e7\u00e3o cai drasticamente – embora horas antes da explos\u00e3o das camadas exteriores da estrela.<\/p>\n\n\n\n

“Isto levou-nos a pensar nas estrelas de neutr\u00f5es como laborat\u00f3rios perfeitos para a procura de axi\u00f5es”, disse Safdi. “As estrelas de neutr\u00f5es t\u00eam muitas coisas a seu favor. S\u00e3o objetos extremamente quentes. Tamb\u00e9m albergam campos magn\u00e9ticos muito fortes. Os campos magn\u00e9ticos mais fortes do nosso Universo encontram-se \u00e0 volta das estrelas de neutr\u00f5es, como os magnetares, que t\u00eam campos magn\u00e9ticos dezenas de milhares de milh\u00f5es de vezes mais fortes do que qualquer coisa que possamos construir em laborat\u00f3rio. Isso ajuda a converter estes axi\u00f5es em sinais observ\u00e1veis”.<\/p>\n\n\n\n

H\u00e1 dois anos, Safdi e os seus colegas estabeleceram o melhor limite superior para a massa do axi\u00e3o QCD em cerca de 16 milh\u00f5es de eletr\u00f5es-volt, ou seja, cerca de 32 vezes menos do que a massa do eletr\u00e3o. Este valor baseou-se na taxa de arrefecimento das estrelas de neutr\u00f5es, que arrefeceriam mais rapidamente se os axi\u00f5es fossem produzidos juntamente com os neutrinos no interior destes corpos quentes e compactos.<\/p>\n\n\n\n

No presente artigo cient\u00edfico, a equipa da Universidade da Calif\u00f3rnia em Berkeley n\u00e3o s\u00f3 descreve a produ\u00e7\u00e3o de raios gama ap\u00f3s o colapso do n\u00facleo para formar uma estrela de neutr\u00f5es, como tamb\u00e9m utiliza a n\u00e3o dete\u00e7\u00e3o de raios gama da supernova 1987A para colocar as melhores restri\u00e7\u00f5es at\u00e9 agora sobre a massa de part\u00edculas do tipo axi\u00e3o, que diferem dos axi\u00f5es QCD na medida em que n\u00e3o interagem atrav\u00e9s da for\u00e7a forte.<\/p>\n\n\n\n

Preveem que uma dete\u00e7\u00e3o de raios gama lhes permita identificar a massa do axi\u00e3o QCD se esta for superior a 50 microeletr\u00f5es-volt (micro-eV, ou \u03bceV), ou cerca de 1×10^-10 da massa do eletr\u00e3o. Uma \u00fanica dete\u00e7\u00e3o poderia reorientar as experi\u00eancias existentes para confirmar a massa do axi\u00e3o, disse Safdi. Embora uma frota de telesc\u00f3pios de raios gama dedicados seja a melhor op\u00e7\u00e3o para detetar raios gama de uma supernova pr\u00f3xima, um golpe de sorte com o Fermi seria ainda melhor.<\/p>\n\n\n\n

“O melhor cen\u00e1rio para os axi\u00f5es \u00e9 o Fermi avistar uma supernova. S\u00f3 que a probabilidade de isso acontecer \u00e9 pequena”, disse Safdi. “Mas se o Fermi a visse, ser\u00edamos capazes de medir a sua massa. Ser\u00edamos capazes de medir a sua for\u00e7a de intera\u00e7\u00e3o. Ser\u00edamos capazes de determinar tudo o que precisamos de saber sobre o axi\u00e3o, e estar\u00edamos incrivelmente confiantes no sinal, porque n\u00e3o h\u00e1 mat\u00e9ria comum que possa criar um tal evento”.<\/p>\n\n\n\n

\/\/ UC Berkeley (comunicado de imprensa)<\/a>
\/\/ Artigo cient\u00edfico (Physical Review Letters)<\/a><\/p>\n\n\n\n

Saiba mais:<\/h3>\n\n\n\n

Mat\u00e9ria escura:<\/strong>
Wikipedia<\/a>
Axi\u00e3o (Wikipedia)<\/a><\/p>\n\n\n\n

Estrelas de neutr\u00f5es:<\/strong>
Wikipedia<\/a>
Universidade de Maryland<\/a><\/p>\n\n\n\n

SN 1987A:<\/strong>
SEDS<\/a>
Wikipedia<\/a><\/p>\n\n\n\n

Supernova:<\/strong>
Wikipedia<\/a> 
Supernova do Tipo II (Wikipedia)<\/a><\/p>\n\n\n\n

Telesc\u00f3pio Espacial Fermi:<\/strong>
NASA<\/a>
Wikipedia<\/a><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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