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diff --git a/tde-i18n-pt/docs/tdeedu/kstars/darkmatter.docbook b/tde-i18n-pt/docs/tdeedu/kstars/darkmatter.docbook index 02d1c520942..fa055e8d67d 100644 --- a/tde-i18n-pt/docs/tdeedu/kstars/darkmatter.docbook +++ b/tde-i18n-pt/docs/tdeedu/kstars/darkmatter.docbook @@ -1,84 +1,34 @@ <sect1 id="ai-darkmatter"> <sect1info> -<author -><firstname ->Jasem</firstname -> <surname ->Mutlaq</surname -> <affiliation -><address> -</address -></affiliation> +<author><firstname>Jasem</firstname> <surname>Mutlaq</surname> <affiliation><address> +</address></affiliation> </author> </sect1info> -<title ->Matéria Negra</title> -<indexterm -><primary ->Matéria Negra</primary> +<title>Matéria Negra</title> +<indexterm><primary>Matéria Negra</primary> </indexterm> -<para ->Os cientistas estão agora bastante à vontade com a ideia de que 90% da massa do universo está numa forma de matéria que não consegue ser vista. </para> +<para>Os cientistas estão agora bastante à vontade com a ideia de que 90% da massa do universo está numa forma de matéria que não consegue ser vista. </para> -<para ->Apesar de mapas compreensíveis do universo em redor que cobre o espectro desde o rádio até aos raios-gama, só é possível contabilizar 10% da massa que deverá existir. Como Bruce H. Margon, um astrónomo da Universidade de Washington, disse ao New York Times em 2001: <citation ->É uma situação relativamente embaraçosa admitir que não conseguimos encontrar 90 por cento do universo</citation ->. </para> +<para>Apesar de mapas compreensíveis do universo em redor que cobre o espectro desde o rádio até aos raios-gama, só é possível contabilizar 10% da massa que deverá existir. Como Bruce H. Margon, um astrónomo da Universidade de Washington, disse ao New York Times em 2001: <citation>É uma situação relativamente embaraçosa admitir que não conseguimos encontrar 90 por cento do universo</citation>. </para> -<para ->O termo atribuído a esta <quote ->massa em falta</quote -> é de <firstterm ->Matéria Negra</firstterm ->, e essas duas palavras resumem bastante o que sabe acerca o assunto nesta altura. Sabe-se que existe <quote ->Matéria</quote ->, porque é possível ver os efeitos da sua influência gravitacional. Contudo, a matéria não emite nenhuma radiação electromagnética de todo, daí ser <quote ->Negra</quote ->. Existem várias teorias a ter em conta para a massa em falta que vão desde a existência de partículas subatómicas exóticas até uma população de buracos negros isolados, até algumas anãs castanhas e brancas menos exóticas. O termo <quote ->massa em falta</quote -> poderá ser enganador, dado que a massa em si não está em falta, somente a sua luz. Mas o que é exactamente a matéria negra e como é que se sabe que ela existe, se não é possível vê-la? </para> +<para>O termo atribuído a esta <quote>massa em falta</quote> é de <firstterm>Matéria Negra</firstterm>, e essas duas palavras resumem bastante o que sabe acerca o assunto nesta altura. Sabe-se que existe <quote>Matéria</quote>, porque é possível ver os efeitos da sua influência gravitacional. Contudo, a matéria não emite nenhuma radiação electromagnética de todo, daí ser <quote>Negra</quote>. Existem várias teorias a ter em conta para a massa em falta que vão desde a existência de partículas subatómicas exóticas até uma população de buracos negros isolados, até algumas anãs castanhas e brancas menos exóticas. O termo <quote>massa em falta</quote> poderá ser enganador, dado que a massa em si não está em falta, somente a sua luz. Mas o que é exactamente a matéria negra e como é que se sabe que ela existe, se não é possível vê-la? </para> -<para ->A história começou em 1933 quando o astrónomo Fritz Zwicky estava a estudar os movimentos dos enxames massivos e distantes de galáxias, especificamente o enxame de Coma e de Virgo (Virgem). Zwicky estimou a massa de cada galáxia do enxame, com base na sua luminosidade e adicionou todas as massas da galáxia para obter a massa total do enxame. Ele então fez uma segunda estimativa independente da massa do enxame, medindo os desvios nas velocidades das galáxias individuais no conjunto. Para surpresa dele, esta segunda estimativa da <firstterm ->massa dinâmica</firstterm -> era <emphasis ->400 vezes</emphasis -> maior do que a estimativa feita com base na luz da galáxia. </para> +<para>A história começou em 1933 quando o astrónomo Fritz Zwicky estava a estudar os movimentos dos enxames massivos e distantes de galáxias, especificamente o enxame de Coma e de Virgo (Virgem). Zwicky estimou a massa de cada galáxia do enxame, com base na sua luminosidade e adicionou todas as massas da galáxia para obter a massa total do enxame. Ele então fez uma segunda estimativa independente da massa do enxame, medindo os desvios nas velocidades das galáxias individuais no conjunto. Para surpresa dele, esta segunda estimativa da <firstterm>massa dinâmica</firstterm> era <emphasis>400 vezes</emphasis> maior do que a estimativa feita com base na luz da galáxia. </para> -<para ->Ainda que a prova fosse forte na altura de Zwicky, foi só nos anos 70 que os cientistas começaram a explorar esta discrepância como deve ser. Foi nessa altura que a existência de Matéria Negra começou a ser levada a sério. A existência dessa matéria não só iria resolver o défice de massa nos enxames de galáxias; iria também ter consequências mais verosímeis para a evolução e o destino do próprio universo. </para> +<para>Ainda que a prova fosse forte na altura de Zwicky, foi só nos anos 70 que os cientistas começaram a explorar esta discrepância como deve ser. Foi nessa altura que a existência de Matéria Negra começou a ser levada a sério. A existência dessa matéria não só iria resolver o défice de massa nos enxames de galáxias; iria também ter consequências mais verosímeis para a evolução e o destino do próprio universo. </para> -<para ->Outro fenómeno que sugeriu a necessidade da existência de matéria negra são as curvas de rotação das <firstterm ->Galáxias em Espiral</firstterm ->. As Galáxias em Espiral contêm uma grande população de estrelas que orbitam à volta do centro galáctico em órbitas quase circulares, da mesma forma que os planetas orbitam à volta de uma estrela. Como as órbitas planetárias, as estrelas com órbitas galácticas maiores têm à partida velocidades orbitais menores (isto é apenas uma aplicação da 3a Lei de Kepler). De facto, a 3a lei de Kepler só se aplica às estrelas perto do perímetro de uma Galáxia em Espiral, porque assume que a massa englobada pela órbita é constante. </para> +<para>Outro fenómeno que sugeriu a necessidade da existência de matéria negra são as curvas de rotação das <firstterm>Galáxias em Espiral</firstterm>. As Galáxias em Espiral contêm uma grande população de estrelas que orbitam à volta do centro galáctico em órbitas quase circulares, da mesma forma que os planetas orbitam à volta de uma estrela. Como as órbitas planetárias, as estrelas com órbitas galácticas maiores têm à partida velocidades orbitais menores (isto é apenas uma aplicação da 3a Lei de Kepler). De facto, a 3a lei de Kepler só se aplica às estrelas perto do perímetro de uma Galáxia em Espiral, porque assume que a massa englobada pela órbita é constante. </para> -<para ->Contudo, os astrónomos têm feito observações das velocidades orbitais das estrelas nas partes exteriores de um grande conjunto de galáxias em espiral, e nenhuma delas segue a 3a Lei de Kepler, como seria de esperar. Em vez de saltarem para fora com raios maiores, as velocidades orbitais mantêm-se , de forma espantosa, constantes. A implicação é que a massa englobada pelas órbitas com maiores raios aumenta, mesmo para as estrelas que estão aparentemente no limite da galáxia. Embora estejam no limite da parte luminosa da galáxia, a mesma tem um perfil de massa que aparentemente continua presente para além das regiões ocupadas pelas estrelas. </para> +<para>Contudo, os astrónomos têm feito observações das velocidades orbitais das estrelas nas partes exteriores de um grande conjunto de galáxias em espiral, e nenhuma delas segue a 3a Lei de Kepler, como seria de esperar. Em vez de saltarem para fora com raios maiores, as velocidades orbitais mantêm-se , de forma espantosa, constantes. A implicação é que a massa englobada pelas órbitas com maiores raios aumenta, mesmo para as estrelas que estão aparentemente no limite da galáxia. Embora estejam no limite da parte luminosa da galáxia, a mesma tem um perfil de massa que aparentemente continua presente para além das regiões ocupadas pelas estrelas. </para> -<para ->Existe outra forma de pensar sobre o assunto: Considere as estrelas perto do perímetro de uma galáxia em espiral, com velocidades orbitais típicas de 200 quilómetros por segundo. Se a galáxia consistisse apenas na matéria visível, essas estrelas iriam voar muito rapidamente para fora da galáxia, porque as as suas velocidades orbitais são quatro vezes maiores que a velocidade de escape da galáxia. Dado que as galáxias não parecem espalhar-se para fora, deverá existir massa na galáxia que não esteja a ser tida em conta quando se adicionam todas as partes visíveis. </para> +<para>Existe outra forma de pensar sobre o assunto: Considere as estrelas perto do perímetro de uma galáxia em espiral, com velocidades orbitais típicas de 200 quilómetros por segundo. Se a galáxia consistisse apenas na matéria visível, essas estrelas iriam voar muito rapidamente para fora da galáxia, porque as as suas velocidades orbitais são quatro vezes maiores que a velocidade de escape da galáxia. Dado que as galáxias não parecem espalhar-se para fora, deverá existir massa na galáxia que não esteja a ser tida em conta quando se adicionam todas as partes visíveis. </para> -<para ->Vieram a lume várias teorias na literatura para ter em conta a massa em falta como a <acronym ->WIMP</acronym ->s (Weakly Interacting Massive Particles - Partículas de Massa com Interacções Fracas), <acronym ->MACHO</acronym ->s (MAssive Compact Halo Objects - Objectos de Massa Compactos e com Halo), os buracos negros primordiais, os neutrinos de massa, entre outras, cada uma com os seus prós e contra. Não foi ainda aceite uma única teoria pela comunidade astronómica, dado que faltam os meios para testar de forma conclusiva uma teoria face a outra. </para> +<para>Vieram a lume várias teorias na literatura para ter em conta a massa em falta como a <acronym>WIMP</acronym>s (Weakly Interacting Massive Particles - Partículas de Massa com Interacções Fracas), <acronym>MACHO</acronym>s (MAssive Compact Halo Objects - Objectos de Massa Compactos e com Halo), os buracos negros primordiais, os neutrinos de massa, entre outras, cada uma com os seus prós e contra. Não foi ainda aceite uma única teoria pela comunidade astronómica, dado que faltam os meios para testar de forma conclusiva uma teoria face a outra. </para> <tip> -<para ->Você poderá ver os enxames de galáxias que o Professor Zwicky estudou para descobrir a Matéria Negra. Use a janela de Procurar um Objecto do &kstars; (<keycombo action="simul" ->&Ctrl;<keycap ->F</keycap -></keycombo ->) para se centrar em <quote ->M 87</quote -> de modo a procurar o Enxame de Virgem, e na <quote ->NGC 4884</quote -> para encontrar o Enxame de Coma. Você poderá ter de ampliar para ver as galáxias. Repare que o Enxame de Virgem parece ser muito maior no céu. Na realidade, o Coma é o maior enxame; só parece mais pequena por estar mais longe. </para> +<para>Você poderá ver os enxames de galáxias que o Professor Zwicky estudou para descobrir a Matéria Negra. Use a janela de Procurar um Objecto do &kstars; (<keycombo action="simul">&Ctrl;<keycap>F</keycap></keycombo>) para se centrar em <quote>M 87</quote> de modo a procurar o Enxame de Virgem, e na <quote>NGC 4884</quote> para encontrar o Enxame de Coma. Você poderá ter de ampliar para ver as galáxias. Repare que o Enxame de Virgem parece ser muito maior no céu. Na realidade, o Coma é o maior enxame; só parece mais pequena por estar mais longe. </para> </tip> </sect1> |