FORMAÇÃO DE ESTRELAS DA REGÃO RCW 108 EM ARA

 

Clique para ampliar

RCW 108 é uma nuvem molecular que está em vias de ser destruído pela intensa radiação ultravioleta das estrelas pesado e quente na próxima estelar NGC 6193, visto à esquerda na foto. Uma série de imagens foram obtidas com a Wide Field Imager (WFI) de áreas na banda Via Láctea, incluindo algumas em que as nebulosas interestelares de gás e poeira são vistos. Cada quadro registros 8184 x 8196, ou mais de 67 milhões, pixels em um campo céu de 32 x 32 arcmin 2. A foto mostra o complexo de 108 RCW de nebulosas brilhantes e escuras na associação sul Ara OB1, uma região de formação estelar na constelação Ara (Altar), no fundo do céu do sul. A resolução desta imagem foi degradada pela redução do número de pixels em uma direção a partir de cerca de 8000-3000 na "versão de alta resolução", a fim de tornar a imagem transportável sobre a web, sem incorrer em tempos de transferência completamente inaceitável. Ainda assim, é muito grande, mesmo no formato jpeg altamente comprimido, refletindo a grande quantidade de detalhes visíveis.

Esta imagem a cores é um composto feito a partir de 12 imagens separadas, obtidas com o WFI em 27 de março de 1999. O componente azul corresponde ao filtro B, o verde para o filtro V, eo vermelho para o filtro H-alfa. As imagens em cada filtro é composto de 4 frames individuais obtidos com o telescópio apontando em posições ligeiramente diferentes no céu, de modo que as partes do céu cair nas brechas entre as 8 individuais 2k x 4k CCDs em um determinado quadro são registrados sobre os outros. As imagens monocromáticas são então produzidas por sobreposição de quadros individuais, corrigindo para os deslocamentos telescópio, o que garante que o campo completo é bem cobertos. Este procedimento não é simples, como as condições de observação pode mudar um pouco da exposição a exposição, resultando em pequenas diferenças. Finalmente, as imagens combinadas em cada filtro estão alinhados e um código de cores para produzir a imagem colorida.

Para o processamento desta foto grande (8k x 8k, 256 Mbytes), um mínimo de correção de contraste foi feita e as linhas de muito fraca ainda pode ser percebida em alguns lugares onde os quadros individuais foram apensados. Também pode-se notar que há um ligeiro desalinhamento das cores individuais em imagens estelares nos cantos extremos do campo grande. Isto é devido ao efeito da refração atmosférica diferencial, ou seja, os raios de luz de cores diferentes são dobrados de maneira diferente no ar.

O tempo de exposição foi de 300 segundos para cada quadro em H-alpha, e 60 seg em B e V. Oriente é para a esquerda e do Norte até o topo.

Crédito:

ESO

A NOVA IMAGEM DE CENTAURUS A

 

Clique para ampliar

Imagem composta Cor de Centaurus A, revelando os lobos e os jatos que emanam do buraco negro central da galáxia ativa de .Esta é uma imagem real de composição de imagens obtidas com três instrumentos, operando em comprimentos de onda muito diferentes. O 870-micron dados submilimétrico, de LABOCA na APEX, são mostrados em laranja. X-ray dados do Chandra X-ray Observatory são mostrados em azul. Dados de luz visível do Wide Field Imager (WFI) sobre o MPG / ESO de 2,2 metros do telescópio localizado em La Silla, Chile, mostram as estrelas de fundo e faixa da galáxia poeira característica em perto de "cor verdadeira".

Crédito:

ESO / WFI (Optical); MPIfR / ESO / APEX / A.Weiss et al. (Submilimétrico); NASA / CXC / CfA / R.Kraft et al. (X-ray)

MESSIER 78: UMA NEBULOSA DE REFLEXÃO EM ORION

 

Clique para ampliar

Esta nova imagem da nebulosa de reflexão Messier 78 foi capturado usando a câmera Wide Field Imager no MPG / ESO telescópio de 2.2 metros no Observatório de La Silla, Chile. Esta imagem colorida foi criada a partir de muitas exposições monocromáticas tomadas através de filtros azul, amarelo / verde e vermelho, complementado por exposições através de um filtro que isola a luz de gás hidrogênio brilhante. Os tempos de exposição total foram 9, 9, 17,5 e 15,5 minutos por filtro, respectivamente.

Crédito:

ESO / Igor Chekalin

O CLUSTER ARCHES

 

Clique para ampliar

Esta imagem do Cluster Arcos de jovens estrelas massivas foi obtida com NACO no Very Large Telescope do ESO. O campo de visão é de 28 segundos de arco. Norte é para cima e para leste é para a esquerda. Esta imagem é uma composição de imagens infravermelho obtido através J, H e K filtros. As estrelas aparecem como núcleos brilhantes rodeados por halos fraca difusa. Isso é típico de imagens obtidas por instrumentos de óptica adaptativa. O halo corresponde à luz que não foi totalmente corrigido para os efeitos de distorção da atmosfera da Terra.

Crédito:

ESO / P. Espinoza

ESTUDOS MOSTRAM QUE ASTERÓIDE 21 LUTETIA É DESCENDENTE DA TERRA

Utilizando dados da sonda europeia Roseta e de observatórioes terrestres, uma equipe internacional de cientistas constatou que o asteroide 21 Lutetia é de fato um fragmento do mesmo material que no início da formação do Sistema Solar deu origem à Terra e aos planetas interiores Vênus e Mercúrio.
O estudo foi realizado por pesquisadores estadunidenses e franceses, que constataram que as propriedades de 21 Lutetia são bastante similares às de um tipo raro de meteoritos encontrados na Terra, que se acredita tenham se formado nas regiões interiores do Sistema Solar.
De acordo com o paper (trabalho científico), publicado na revista especializada Icarus, após sua formação 21 Lutetia deslocou-se das proximidades do Sol para a sua órbita atual, situada entre os planetas Marte e Júpiter, em uma região conhecida como Cinturão de Asteroides.
Segundo Pierre Vernazza, ligado ao Laboratoire d’Astrophysique de Marseille e principal autor do trabalho, dos objetos situados na região onde a Terra se formou, menos de 2% chegaram ao cinturão principal de asteroides. A maioria deles desapareceu depois de alguns milhões de anos, juntando-se aos ainda jovens planetas em formação. No entanto, alguns dos maiores, como 21 Lutetia foram lançados para órbitas mais seguras e mais distantes do Sol.
Medindo cerca de 96 km, 21 Lutetia é um grande asteroide do cinturão e é o maior objeto visitado pela sonda espacial Rosetta em julho de 2010. Foi descoberto em 15 de novembro de 1852 por Hermann Goldschmidt, durante sessão de observações feitas a partir da varanda de seu apartamento, em Paris. Seu nome deriva da palavra em latim para a cidade de Paris.
Dados
Para chegarem à conclusão de que 21 Lutetia é na realidade um fragmento do mesmo material que formou a Terra, Vênus e Mercúrio, os pesquisadores combinaram dados da câmara OSIRIS, a bordo da sonda Rosetta, do New Technology Telescope (NTT) instalado no Observatório de La Silla, nos Andes chilenos, do Infrared Telescope Facility, no Hawaí e do telescópio espacial Spitzer, ambos da Nasa.

Com todos estes dados foi possível obter um espectro bastante completo do objeto, posteriormente comparado o de meteoritos encontrados na Terra e que têm sido estudados extensivamente em laboratório.
Apenas um tipo de meteorito - condritos enstatite, também conhecidos por condritos do tipo E - apresenta propriedades semelhantes a 21 Lutetia em todos os comprimentos de onda estudados. Esses meteoritos são conhecidos por conterem material que datam dos primórdios do Sistema Solar.
Acredita-se que essas rochas tenham se formado quando o Sol ainda era jovem e que tenham constituído o principal material de construção dos planetas rochosos. No entender dos pesquisadores, 21 Lutetia não deve ter se formado no Cinturão de Asteroides, mas bem mais próximo do Sol.
Segundo Vernazza, 21 Lutetia pode ter sido ejetado para fora das regiões interiores do Sistema Solar ao passar próximo de um dos planetas rochosos, capazes de alterar significativamente a sua órbita. No entender do cientista, um encontro com Júpiter durante a sua migração para a atual órbita também justificaria a grande variação de órbita de Lutetia verificada atualmente.
Estudos anteriores da cor e da superfície de 21 Lutetia já mostravam que o objeto era um membro bastante incomum do Cinturão de Asteroides, com características partilhadas por menos de 1% da população de corpos daquela região. Os novos resultados explicam porque é que 21 Lutétia é diferente: o objeto é um sobrevivente muito raro do material original que formou os planetas do Sistema Solar interior.

ESTUDO DIZ: DUPLO CHOQUE PODE TER TOMBADO O PLANETA URANO

Atualmente, um dos grandes mistérios que pairam sobre o Sistema Solar é a respeito da inclinação anômala do eixo de rotação de Urano, que se acredita, tenha sido causado pelo impacto de um grande objeto. Agora, uma equipe de pesquisadores internacionais, incluindo um brasileiro, lança uma nova luz sobre o fenômeno.



Clique para AmpliarPor meio de simulações feitas em supercomputadores, a equipe do astrônomo italiano Alessandro Morbidelli, ligado ao Observatório da Côte d’Azur, em Nice, na França, obteve indícios bastante significativos de que a inclinação exagerada do eixo uraniano não se deve a apenas um forte impacto com um corpo do tamanho da Terra, mas sim a dois choques com objetos de grande massa.
Enquanto a Terra gira ao redor de um eixo com 23 graus de inclinação, Urano rotaciona em torno de um eixo inclinado em 97.7 graus em relação ao plano de sua órbita ao redor do Sol.
"Os dois choques teriam ocorrido em momentos diferentes durante a fase de formação do planeta e isso explicaria por que Urano gira deitado", disse Rodney Gomes, do Observatório Nacional (ON), no Rio de Janeiro e um dos autores do estudo.
A hipótese foi apresentada em outubro, durante o Congresso Europeu de Ciência Planetária, ocorrido em Nantes, na França e poderá mudar a visão que os astrofísicos têm sobre os primeiros momentos da criação do Sistema Solar.

Formação
Há cerca de 4.5 bilhões de anos, um disco de gás e poeira girando em torno do Sol deu origem aos planetas. Nos primeiros milhões de anos esse material foi se agrupando, formando objetos cada vez maiores e maciços, semelhantes aos cometas e asteroides, chamados planetesimais.
Esses objetos passaram a colidir entre si, crescendo ainda mais até formaram os protoplanetas, corpos com tamanhos similares aos dos atuais planetas. Devido à ação da gravidade esses corpos capturaram o gás do disco que se dissipou nos primeiros milhões de anos, dando origem aos planetas gasosos e de gelo.
Os planetas rochosos se formaram após diversas colisões entre os protoplanetas restantes.

Mais choques
É fácil concluir que todos os planetas se formaram orbitando o mesmo plano do disco primordial de gás e poeira, com os eixos de rotação perpendiculares a esse plano. No entanto, novos choques entre planetas, planetesimais e protoplanetas continuaram a acontecer, alterando a inclinação de seus eixos.

A Terra, por exemplo, tem um eixo inclinado em 23 graus, responsável direto pelas estações do ano. Urano, por sua vez, tem um eixo absurdamente inclinado em 97.7 graus, fazendo com que seus polos sejam dispostos "de lado", em vez "de cima e embaixo", como no caso da Terra.
Desde a década de 1960, os astrônomos especulam que essa obliquidade acentuada teria sido motivada por um violento choque entre Urano e um grande embrião planetário, mas essa teoria apresenta um problema: as diversas luas e anéis de Urano também giram em torno desse eixo de rotação altamente inclinado.
Segundo os críticos dessa hipótese, durante uma colisão tão forte não haveria tempo suficiente para que os satélites e anéis acompanhassem a inclinação de Urano. No entender dos críticos eles deveriam ter permanecido em plano orbital menos inclinado.

Nova teoria
Para explicar essa discrepância, os astrofísicos Gwenaël Boué e Jacques Laskar, ligados ao Observatório de Paris, propuseram em 2009 uma nova teoria. Segundo os pesquisadores, Urano teria tido no passado uma grande lua, do tamanho da Terra.
A presença do gigantesco satélite massivo teria feito com que o movimento de precessão do eixo de rotação do planeta, similar à oscilação produzida por um pião girando, se ampliasse lentamente em razão de uma série de interações, levando o planeta a “deitar”. Essa inclinação seria um fenômeno tão lento que os anéis e demais satélites acompanhariam o equador do planeta.

Sistema Caótico
O problema parecia estar solucionado, até que Gomes e Morbidelli passaram a examinar cuidadosamente a teoria e em 2010 se depararam com uma contradição. De acordo com os pesquisadores, a mesma influência gravitacional do satélite hipotético que teria feito Urano tombar também atrairia os demais satélites e anéis, o que impediria que eles acompanhassem o planeta em sua inclinação. Assim, para a dupla de pesquisadores a teoria de Boué e Laskar não estaria correta.
Os investigadores decidiram então retomar a ideia de uma colisão primordial, mas com algumas modificações.
Para isso realizaram uma série de simulações das interações gravitacionais que teriam ocorrido caso um corpo do tamanho da Terra tivesse de fato se chocado contra Urano durante sua infância, quando suas luas e anéis ainda não tinham se formado.
As simulações mostraram que o impacto teria deitado Urano e os detritos da colisão formado um segundo disco ao redor de seu equador. A influência gravitacional do disco interno teria feito com que o material do primeiro disco se espalhasse na forma de um toro (uma espécie de rosquinha), ao redor da faixa equatorial de Urano. Com o passar do tempo, o disco interno teria sido absorvido pelo planeta e o toro se achatado na forma de outro disco, dando origem às luas e anéis.
Duplo choque
Apesar da simulação explicar o tombamento de Urano, um detalhe chamou a atenção: as luas formadas giravam no sentido oposto ao da rotação de Urano, que é anti-horária. Para que o resultado da modelagem concordasse com a realidade, Gomes e Morbidelli concluíram que Urano deveria ter sofrido uma segunda colisão, ocorrida antes daquele que teria entortado tanto o eixo do planeta.
“Se aconteceram duas colisões dessa ordem, então deveria haver muitos embriões planetários do tamanho da Terra próximos de Urano naquela época”, diz Gomes.
Para o astrofísico brasileiro Wladimir Lyra, do Museu Americano de História Natural, em Nova York, essa é uma ideia interessante e inteiramente provável. “As pesquisas mostram que o sistema solar era um lugar caótico em seus primórdios. Houve muita interação entre os protoplanetas. Os oito planetas que vemos hoje são apenas os ‘vencedores’ de uma luta que ganharam à custa de algumas cicatrizes.”

QUÍMICA GALÁCTICA REVELA COMPOSIÇÃO E IDADE DAS ESTRELAS

QUÍMICA DAS GALÁXIAS

Assim como o vento sopra a poeira na Terra, os ventos estelares sopram matéria para fora das estrelas ao longo da vida desses astros.

O vento estelar interessa aos astrônomos porque é um fenômeno preliminar do que vai ocorrer no fim da vida da estrela.

Esse vai-e-vem dos elementos no meio interestelar compõe uma área de estudos conhecida como evolução química das galáxias.

Esse estudo, de como os elementos químicos mudam com o tempo e com a posição dentro das galáxias, é o tema de interesse de um grupo de pesquisadores brasileiros, coordenado pelo professor Walter Maciel, do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG) da USP.

O foco do projeto são as estrelas centrais das nebulosas planetárias.

"As mudanças vão depender da evolução com o tempo. Então, precisamos saber qual é a idade delas. Estamos calculando as variações da composição química, mas precisamos saber a que época da vida da galáxia elas se aplicam", disse Maciel.

"A composição química atual da Via Láctea é diferente de 5 bilhões ou de 10 bilhões de anos atrás. Precisamos estudar objetos que tenham idades correspondentes a cada uma das fases da vida da galáxia e, para isso, é preciso calcular as idades de cada objeto em estudo", explicou.

Ventos estelares

As estrelas centrais de nebulosas planetárias estudadas pelo grupo do IAG são fases muito evoluídas da vida de estrelas como o Sol.

Ao observar essas estrelas, os pesquisadores obtêm informações que ajudam a testar e aperfeiçoar modelos de evolução e de estrutura de estrelas já descritos pela ciência.

"Elas já perderam todo o 'envelope', isto é, a nebulosa planetária que estava ao redor delas. O que mostram agora em sua superfície é a composição química que antes ficava dentro da estrela, algo que não conseguimos enxergar", explica Graziela Keller.

O trabalho de Graziela consiste em descobrir a composição química dos ventos estelares e qual a influência dessa composição no processo de perda de material estelar.

A perda de material por meio dos ventos estelares se relaciona com a luminosidade das estrelas e, basicamente, é a decomposição da luz, por meio de espectroscopia, que conta do que uma estrela é feita.

Com isso, os cientistas calculam a metalicidade, ou seja, quais os elementos químicos a formam e em que quantidade. Esses dados podem ser usados para estimar a idade das estrelas.

Uma hipótese científica para explicar os ventos é a pressão de radiação: a luz gera uma pressão, empurrando o material das camadas mais externas da estrela.

"Dependendo do elemento químico que estiver naquele material, a luz vai empurrar menos ou mais vento. Se soubermos quais são os elementos químicos presentes, podemos dizer se um modelo é capaz de gerar ou não a perda de massa que a gente observa", disse Graziela.

Modelos de estrelas

Para estudar os ventos, Graziela utilizou códigos de atmosferas estelares desenvolvidos por outros cientistas durante vários anos de estudo.

Ela passou um ano na Universidade Johns Hopkins, nos Estados Unidos, para aprender a usar um programa computacional chamado CMFGEN, que a ajudou a fazer cálculos e determinar as características físicas de estrelas centrais de nebulosas planetárias.

"Esses códigos simulam o que estamos observando. Damos todas as características da estrela e o código nos devolve o espectro da estrela, ou seja, a divisão da luz nas diversas cores", explicou Graziela.

Comparando os espectros devolvidos pelos códigos com o espectro observado, é possível determinar a massa da estrela, sua gravidade superficial, temperatura, luminosidade, taxa de perda de massa, a velocidade do vento e a composição química.

"Se pudermos saber quais são os elementos químicos presentes na superfície dessas estrelas, poderemos determinar quais mecanismos de perda de massa são capazes de acelerar o que a gente observa", disse.

A estrela de maior massa que se conhece chamada pelos cientistas, na falta de hiperlativos, de "estrela hipergigante", está no meio de uma nebulosa. [Imagem: ESO/M. Kornmesser]

Aceleração do vento

Graziela estudou também as instabilidades causadas pelo mecanismo de aceleração do vento. A força que empurra o vento é proporcional à aceleração desse vento. Quanto mais rápido o vento, maior a força que o empurra e vice-versa.

Esse processo aumenta a velocidade até criar choques no vento, o que provoca as chamadas inomogeneidades - característica de um corpo que não tem as mesmas propriedades em todos os pontos. No caso do vento, a movimentação gera regiões mais rarefeitas intercaladas com regiões mais densas. Essas inomogeneidades impactam no que se observa da estrela.

Para estudar esse aspecto dos ventos estelares, Graziela utilizou outro tipo de código computacional, o H-DUST, desenvolvido pelo pesquisador Alex Carciofi, também do IAG-USP. Ele serve para simular o que ocorre com a luz da estrela quando ela passa pela atmosfera da estrela, mas é tridimensional.

Esses dados poderão ser comparados com os gerados pelo código CMFGEN usado por ela nos Estados Unidos, mostrando se o que ela adotou como inomogeneidade dos ventos na primeira parte de seu doutorado está próximo da previsão mostrada pelo sistema tridimensional do código de Carciofi.

Idade das estrelas

O projeto coordenado pelo professor Maciel desenvolveu também dois novos modelos para calcular a idade de estrelas localizadas no centro de nebulosas. A equipe já havia desenvolvido três métodos, cujos resultados foram publicados no início de 2010 na revista Astronomy and Astrophysics.

Inicialmente, eles analisaram uma amostra de 230 nebulosas entre as cerca de 2 mil nebulosas planetárias existentes na Via Láctea.

Agora, no estudo Kinematic Ages of The Central Stars of Planetary Nebulae, publicado na edição impressa de outubro da Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, o grupo apresenta os resultados da aplicação dos métodos cinemáticos que desenvolveram para calcular a idade das estrelas.

"Pelo método cinemático, podemos calcular as idades com base em seus movimentos. As estrelas jovens em nossa galáxia giram em torno do centro da galáxia, mas não se movem muito na direção perpendicular. Com as estrelas mais velhas é o contrário: a velocidade maior se dá na direção perpendicular e menor na direção da rotação. Além disso, as velocidades das estrelas variam com o tempo de uma maneira conhecida", explicou Maciel.

Os pesquisadores calcularam as idades para duas amostras, uma com 230 estrelas, montada pela própria equipe do IAG-USP, e outra de 900 estrelas de um catálogo internacional. Além de desenvolver os novos métodos, o objetivo dessa fase do estudo foi ampliar a amostra em relação ao trabalho já feito para comprovar a robustez do método desenvolvido pelos pesquisadores.

Assim como no primeiro estudo publicado em 2010, nesse segundo, usando amostras e métodos diferentes, os cientistas chegaram à conclusão de que a maior parte das estrelas centrais das nebulosas planetárias estudadas têm idades abaixo de 3 bilhões de anos. O Sol tem cerca de 4,5 bilhões de anos.

EXPERIMENTO OBTÉM RESULTADO PIONEIRO SOBRE PROPRIEDADES DE NEUTRINOS

A colaboração Double Chooz estuda neutrinos capturados em um detector instalado próximo aos dois reatores da usina nuclear próxima à cidade de Chooz, na França.[Imagem: Double Chooz Experiment]

Cientistas do experimento Double Chooz, com importante participação de físicos brasileiros, detectaram o desaparecimento de antineutrinos do elétron a curta distância.

Este resultado ajuda a determinar o até então desconhecido terceiro ângulo de mistura dos neutrinos, uma propriedade fundamental com consequências importantes para a física de partículas e astropartículas.

A colaboração Double Chooz estuda neutrinos capturados em um detector instalado próximo aos dois reatores da usina nuclear próxima à cidade de Chooz, na França.

A medida deste terceiro ângulo completa o quadro de oscilações de neutrinos, como descrito por outros experimentos, e abre novas perspectivas para entender porque só encontramos matéria e nenhuma antimatéria no nosso Universo atual.

A esse respeito, veja também os recentes resultados do LHC.

Sabores de neutrinos

LHC revela indícios de uma nova física

Neutrinos são as partículas mais comuns existentes no Universo, mas são as menos visíveis.

Eles ficaram famosos recentemente, quando cientistas acreditam ter observado neutrinos viajando mais rápido do que a luz.

Eles existem em três tipos, chamados de "sabores", e são conhecidos desde o final dos anos 90 por sua capacidade especial de mudar de um tipo para outro. Este fenômeno é chamado de oscilação de neutrinos e implica que os neutrinos têm massa.

Oscilações de neutrinos são atualmente um campo de pesquisa muito ativo, com vários experimentos buscando uma descrição completa do mecanismo.

Neutrinos são produzidos de várias formas, como por processos de fusão no interior do Sol e pelos raios cósmicos que bombardeiam a atmosfera.

Os três diferentes sabores de neutrinos estão relacionados com os léptons carregados que são seus parceiros: elétron, múon e tau.

Experimento Double Chooz

O experimento Double Chooz - que integra universidades e institutos de pesquisa do Brasil, Inglaterra, França, Alemanha, Japão, Rússia, Espanha e EUA - se dedica a medir oscilações de neutrinos com precisão sem precedentes, ao observar antineutrinos produzidos num reator nuclear próximo.

Esse experimento começou a coletar dados há seis meses. Na conferência LowNu 2011, na Coréia do Sul, na semana passada, a colaboração anunciou seus primeiros resultados, relatando novos dados consistentes com oscilações de curto alcance. Este resultado é baseado na observação do "desaparecimento" de antineutrinos no fluxo esperado produzido pelo reator nuclear.

Apesar de esta ser a interpretação corrente, alguns cientistas acreditam que não exista um antineutrino, mas que os neutrinos são suas próprias antipartículas, e estão tentando provar isto em um experimento chamado EXO (Enriched Xenon Observatory), nos Estados Unidos.

Ângulo teta

As oscilações do neutrino dependem de três parâmetros de mistura, dos quais dois são grandes e foram medidos anteriormente.

O terceiro ângulo de mistura chamado θ₁₃ (lê-se "teta um três") não tinha sido bem medido até agora e só havia um limite superior para seu valor. A colaboração Double Chooz, observando o "desaparecimento" de antineutrinos do elétron, apresenta evidência para oscilações envolvendo o terceiro ângulo com o seguinte valor: sin2 (2θ 13)= 0,085 ± 0,051. A probabilidade de não haver oscilação dada pelos resultados preliminares é apenas 7,9%.

A medida do último ângulo de mistura "θ 13" (teta13) é crucial para futuros experimentos destinados a medir a diferença entre oscilações de neutrinos e antineutrinos (violação de CP no setor leptônico). Além disso, este ângulo está relacionado indiretamente com a origem da assimetria entre matéria e antimatéria no Universo.

"O terceiro ângulo de mistura é atualmente o elo perdido da física de neutrinos. Medi-lo com precisão é a chave para abrir a porta para uma nova física, além do modelo padrão da física de partículas, e agora estamos muito perto disso", disse Herve de Kerret, pesquisador do CNRS da França e porta-voz da colaboração Double Chooz.

Transmigração dos neutrinos

Em junho de 2011, foram relatados por experimentos de aceleradores os primeiros sinais de oscilação de neutrinos do múon para neutrinos do elétron, envolvendo este terceiro ângulo.

Mistério da física está mais próximo de ser solucionado

A colaboração Double Chooz, que utilizou um detector localizado a uma distância de cerca de 1.000 m dos núcleos dos reatores, ao observar o "desaparecimento" de antineutrinos do elétron, apresenta evidências complementares e importantes de oscilação também envolvendo o terceiro ângulo de mistura.

A precisão da medida vai aumentar ainda mais ao longo do tempo e após o início da operação, no final de 2012, de um segundo detector localizado a uma distância de 400 m do primeiro. Nessa última distância, nenhuma transformação significativa em outro tipo de neutrino é esperada. Mas, combinando os resultados dos dois detectores, o valor de sin2 (2θ 13) poderá ser determinado com precisão ainda maior.

O alvo do detector é composto de 10 m³ de cintilador líquido desenvolvido especificamente para este experimento. O cintilador é dopado com gadolínio, a fim de marcar os nêutrons provenientes do decaimento beta inverso induzido pelos antineutrinos do reator.

O alvo está cercado por camadas de outros líquidos que o protegem contra outras partículas e radioatividade do meio ambiente. O alvo é visto por 390 fotomultiplicadoras imersas no líquido cintilador, que convertem as interações em sinais eletrônicos.

Estes sinais são processados em um sistema de aquisição de dados, que está pronto para coletar dados ao longo dos próximos cinco anos.

Contribuição brasileira

A contribuição brasileira ao experimento Double Chooz envolve atualmente sete pesquisadores: João dos Anjos (coordenador), Ademarlaudo Barbosa, Herman Pessoa Lima Jr, Iuri Pepe e Gustavo Valdiviesso (todos do Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas - CBPF), Ernesto Kemp (UNICAMP) e Pietro Chimenti (UFABC).

A colaboração brasileira consistiu no desenvolvimento e construção de uma eletrônica capaz de medir a energia dos múons cósmicos que cruzam o detector.

Isto possibilitará identificar e rotular múons altamente energéticos e candidatos a produzir nêutrons por espalação, uma das fontes mais importantes de ruído para eventos de neutrinos. A eliminação desse ruído permitirá reduzir os erros sistemáticos na medida de teta13.

A eletrônica foi projetada no CBPF e os módulos para o detector mais distante estão sendo construídos em cooperação com indústrias brasileiras e serão adicionados ao detector central em março de 2012 por ocasião de uma parada para manutenção.

ESA DESCOBRE QUE VÊNUS TEM UMA CAMADA DE OZÔNIO TAMBÉM

Ocultação estelar de Venus da ESA Venus Express tem sonda descobriu uma camada de ozônio na alta atmosfera de Vênus.Comparando suas propriedades com aqueles das camadas equivalentes na Terra e Marte vai ajudar os astrónomos a refinar suas buscas por vida em outros planetas. Venus Express fez a descoberta enquanto assistia estrelas vistas direito na borda do planeta definido por meio de sua atmosfera. Seu instrumento SPICAV analisadas a luz das estrelas, à procura de impressões digitais característicos de gases na atmosfera como eles absorveram a luz em comprimentos de onda específicos.  O ozônio foi detectada porque absorveram alguns dos ultravioleta de luz das estrelas. O ozônio é uma molécula com três átomos de oxigênio. De acordo com modelos de computador, o ozônio em Vênus é formado quando a luz solar quebra as moléculas de dióxido de carbono, liberando átomos de oxigênio. Esses átomos são então forçados a circundar ao noturno do planeta por ventos na atmosfera: eles podem então se combinam para formar moléculas de dois átomos de oxigênio, mas às vezes também moléculas de três átomos de ozônio.   Venus Express "Essa detecção nos dá uma restrição importante para a compreensão da química da atmosfera de Vênus", diz Franck Montmessin, que liderou a pesquisa. Também pode oferecer uma comparação útil para procurar vida em outros mundos. O ozônio tem sido detectada apenas nas atmosferas da Terra e Marte. Na Terra, é de fundamental importância para a vida, pois absorve grande parte da Sun prejudiciais raios ultravioletas. Não só isso, é pensado para ter sido gerado pela própria vida, em primeiro lugar. O ozônio acúmulo de oxigênio e, conseqüentemente, na atmosfera da Terra começou a 2,4 bilhões anos atrás. Embora as razões exatas para isso não são totalmente compreendidos, micróbios excreting oxigênio como um gás residual deve ter desempenhado um papel importante. Junto com a vida das plantas, eles continuam a fazê-lo, constantemente repondo o oxigênio da Terra e ozônio. Como resultado, alguns astrobiólogos têm sugerido que a presença simultânea de oxigênio de dióxido de carbono e ozônio na atmosfera poderia ser usado para dizer se pode haver vida no planeta. Isso permitiria telescópios do futuro, para atingir os planetas ao redor de outras estrelas e avaliar a sua habitabilidade. No entanto, como esses destacar novos resultados, a quantidade de ozônio é crucial.   Animação de planeta Vênus A pequena quantidade de ozônio na atmosfera de Marte não foi gerado pela vida. Lá, é o resultado da luz solar quebra das moléculas de dióxido de carbono. Venus também, agora suporta este ponto de vista de um modesto do ozono build-up por meios não biológicos. Sua camada de ozônio fica a uma altitude de 100 km, cerca de quatro vezes maior do que na atmosfera da Terra e é de cem a mil vezes menos densa. Trabalho teórico por astrobiólogos sugere que a concentração de um planeta de ozônio deve ser de 20% do valor da Terra antes da vida deve ser considerado como uma causa. Estes novos resultados apoiam essa conclusão, porque Venus claramente permanece abaixo deste limiar. "Nós podemos usar essas novas observações para testar e refinar os cenários para a detecção de vida em outros mundos," diz o Dr. Montmessin. No entanto, mesmo se não há vida em Vênus, a detecção de ozônio não traz Venus um passo mais perto da Terra e Marte. Todos os três planetas têm uma camada de ozônio. "Essa detecção de ozônio nos diz muito sobre a circulação ea química da atmosfera de Vênus", diz Håkan Svedhem, cientista do projecto da ESA para a missão Venus Express. "Além disso, é mais uma evidência da semelhança fundamental entre os planetas rochosos, e mostra a importância de estudar Vênus para compreender todos eles."