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diff --git a/tde-i18n-pt_BR/docs/kdeedu/kstars/darkmatter.docbook b/tde-i18n-pt_BR/docs/kdeedu/kstars/darkmatter.docbook deleted file mode 100644 index 1c52e6a3a0e..00000000000 --- a/tde-i18n-pt_BR/docs/kdeedu/kstars/darkmatter.docbook +++ /dev/null @@ -1,86 +0,0 @@ -<sect1 id="ai-darkmatter"> - -<sect1info> -<author -><firstname ->Jasem</firstname -> <surname ->Mutlaq</surname -> <affiliation -><address> -</address -></affiliation> -</author> -</sect1info> - -<title ->Matéria Negra</title> -<indexterm -><primary ->Matéria Negra</primary> -</indexterm> - -<para ->Os cientistas estão agora muito confortaveis com a ideia que 90% da massa do universo está em uma forma de materia que não pode ser vista. </para> - -<para ->A despeito de amplos mapas do universo próximo que cobrem o espectro de radio ate raios gama, temos conta de apenas 10% da massa que deve estar lá fora. Como Bruce H. Margon, um astrónomo da Universidade de Washington, disse ao New York Times em 2001: <citation ->é uma situação muito embaraçosa admitir que não podemos encontrar 90% do universo.</citation -> </para> - -<para ->O termo usado para essa <quote ->massa perdida</quote -> é <firstterm ->Matéria Negra</firstterm ->, e estas duas palavras resumem muito bem tudo que sabemos sobre isto até agora. Sabemos que existe <quote ->Matéria</quote ->, porque podemos ver os efeitos de sua influencia gravitacional. De qualquer forma, a materia não emite qualquer radiação eletromagnética detectável, portanto é <quote ->Escura </quote ->. Existem várias teorias para justificar a massa perdida, passando por partículas subatômicas exóticas, uma população de buracos negros isolados, até menos exóticos duendes marrons e brancos. O termo <quote ->massa perdida </quote -> pode ser enganador, pois a massa não está perdida, apenas é leve. Mas o que exatamente é materia negra e como sabemos realmente que existe se não podemos vê-la? </para> - -<para ->A estoria começou em 1933 quando o Astrónomo Fritz Zwicky estava estudando os movimentos de um enorme e distante ajuntamento de galáxias, especificamente o agrupamento Coma e o agrupamento Virgo. Zwicky estimou a massa de cada Galaxia no agrupamento baseado em sua luminosidade, e adicionou a massa de toda a Galaxia para ter uma massa total do agrupamento. Ele fez então uma segunda estimativa independente da massa do agrupamento, baseado o afastamento em velocidade das galáxias individuais no agrupamento. Para sua surpresa, esta segunda <firstterm ->massa dinâmica</firstterm -> estimada era <emphasis ->400 vezes</emphasis -> maior que a estimativa baseada na luz da Galaxia. </para> - -<para ->Ainda que a evidencia fosse forte na época de Zwicky, apenas nos anos de 1970 os cientistas começaram a explorar esta discrepância abrangentemente. Foi nesta época que a existência da Materia Negra começou a ser considerada seriamente. A existência de tal materia não apenas resolveria o deficit de massa nos aglomerados de galáxias; traria também maiores consequências na evolução e destino do próprio universo. </para> - -<para ->Outro fenómeno que sugeria a necessidade de materia negra é a curva rotacional das <firstterm ->Galáxias Espirais</firstterm ->. Galáxias Espirais contem uma grande população de estrelas que orbitam o centro galáctico em órbitas circulares próximas, muito semelhante a planetas orbitando uma estrela. Como órbitas planetarias, as estrelas com órbitas Galaticas grandes deveriam ter velocidades orbitais menores (isto é apenas uma aplicação da terceira lei de Kepler). Realmente, a terceira lei de Kepler apenas se aplica a estrelas perto do perímetro de uma Galaxia Espiral, porque assume que a massa contida em uma órbita é constante. </para> - -<para ->Contudo, astrónomos fizeram observações das velocidades orbitais de estrelas nas partes externas de um grande numero de galáxias espirais e nenhuma delas seguia a terceira lei de Kepler conforme o esperado. Em vez de cair em raios largos, as velocidades orbitais permaneciam deveras constantes. A implicação é que a massa contida por órbitas de raios largos aumenta, mesmo para estrelas que aparentemente estão próximas da beirada da Galaxia. Enquanto elas estão próximas a beirada da parte luminosa da Galaxia, a Galaxia tem um perfil de massa que aparentemente continua bem alem das regiões ocupadas pelas estrelas. </para> - -<para ->Aqui está outra forma de pensar sobre isso: Considere as estrelas próximas ao perímetro de uma Galaxia espiral, com velocidades orbitais típicas observadas de 200 Km por segundo. Se a Galaxia consistisse somente de materia que podemos ver, estas estrelas muito rapidamente voariam para fora da Galaxia, porque as suas velocidades orbitais Sao 4 vezes maiores que a velocidade de escape da Galaxia. Como as galáxias aparentemente não estão se partindo, deve haver massa na Galaxia que desconhecemos, quando adicionamos tudo que podemos ver. </para> - -<para ->Várias teorias apareceram na literatura para dar conta da massa perdida como <acronym ->WIMP</acronym -> (Weakly Interacting Massive Particles), <acronym ->MACHO</acronym ->s (MAssive Compact Halo Objects), buracos negros primordiais, neutrinos pesados, e outras; cada uma com seus pros e contras. Nenhuma teoria isolada foi ainda aceita pela comunidade astronómica, porque não temos ate agora os meios para testar uma teoria contra outra conclusivamente. </para> - -<tip> -<para ->Você pode ver os agrupamentos de galáxias que o Professor Zwicky estudou para descobrir a matéria negra. Use a janela Encontrar Objeto do KStars <keycombo -><keycap ->&Ctrl;</keycap -><keycap ->f</keycap -></keycombo ->) para centralizar em <quote ->M 87</quote -> para encontrar o agrupamento Virgo, e em <quote ->NGC 4884</quote -> para encontrar o agrupamento Coma. Você pode precisar aproximar para ver as galáxias. Note que o agrupamento Virgo parece ser muito maior no Céu. Na realidade, Coma é o agrupamento maior; ele parece menor apenas por estar bem mais longe. </para> -</tip> -</sect1> |