1. Introdução

Ao longo dos últimos séculos, os cientistas acumularam grandes quantidades de evidências que os levaram a concluir que o Universo tem cerca de 12 a 14 bilhões de anos e foi formado no evento primordial que os cientistas agora chamam de Big Bang.

Contudo, nos últimos cinquenta anos, ramificou-se do Cristianismo Fundamentalista um movimento (principalmente nos, mas não limitado aos, EUA) chamado Criacionismo da Terra Jovem. Os adeptos, chamados Criacionistas da Terra Jovem (YECs), rejeitam veementemente a maior parte da ciência moderna, com base na afirmação de que ela contradiz a sua própria versão do Cristianismo, que se baseia numa interpretação literal estrita da Bíblia (e, em particular, dos primeiros capítulos de Gênesis). Talvez a sua oposição mais veemente (e famosa) seja à Teoria da Evolução de Darwin.

Os YECs acreditam que o Universo, e portanto a Terra e tudo nela, incluindo a Humanidade, foram criados pelo Deus Bíblico, Yahweh, em apenas seis dias, há aproximadamente 6.000 anos.

Embora a maioria dos criacionistas da Terra jovem esteja envolvida em tentar refutar as descobertas da ciência moderna em biologia e geologia, alguns recorrem à astronomia e à cosmologia para apoiar suas crenças. Uma de suas abordagens trata dos restos de supernovas, os remanescentes das estrelas em explosão conhecidas como supernovas. Os criacionistas da Terra jovem fazem duas alegações sobre os restos de supernovas:

• Não há restos de supernovas observados suficientes na nossa Galáxia para sustentar um Universo antigo - os números observados são, na verdade, indicativos de um Universo jovem.
• Não há restos de supernovas antigos, logo o Universo é, na verdade, jovem.

This FAQ is written with the dual intention of both providing a general introduction to supernovae and supernova remnants, and addressing the YEC claims. To this end, it is split into six main parts:

1. As Seções 2 a 4 fornecem uma introdução geral às supernovas, juntamente com uma descrição detalhada do que realmente acontece em uma supernova, e também alguns exemplos de supernovas passadas.
2. As Seções 5 a 7 fornecem informações sobre os restos de supernovas, os subprodutos das supernovas. Novamente, exemplos de restos de supernovas são fornecidos.
3. A Seção 8 examina a relação entre as supernovas e nós, e os perigos para a Terra impostos pelas supernovas.
4. A Seção 9 mergulha brevemente no mundo estranho dos fenômenos conhecidos como hipernovas.
5. A Seção 10 trata das afirmações dos YECs.
6. As Seções 11 a 13 detalham notas, referências e outros materiais utilizados na preparação do FAQ.

2. O que são Supernovas?

supernova: uma estrela que explode e se torna extremamente luminosa no processo

É isso. Literalmente, uma supernova é uma estrela em explosão. A estrela explode em uma explosão massiva, resultando em um objeto extremamente brilhante e de curta duração que emite vastas quantidades de energia, tipicamente tanto quanto uma galáxia inteira. Além da luz visível (ou seja, radiação óptica), as supernovas emitem enormes quantidades de vários tipos de radiação: raios X, ultravioleta, infravermelho, raios gama, neutrinos, raios cósmicos e ondas de rádio. Os restos da matéria que é expelida da estrela durante a supernova são conhecidos como remanescente de supernova. As supernovas foram primeiramente propostas como uma classe distinta de objetos em 1934 pelos astrônomos Fritz Zwicky e Walter Baade.

3. Quais são os diferentes tipos de Supernova?

A taxonomia de supernovas é bastante complicada. Os astrônomos usam critérios observacionais, não critérios teóricos, para classificar supernovas. Supernovas do Tipo 1 não possuem linhas de hidrogênio em seus espectros¹, mas as do Tipo II possuem. Cada Tipo é subdividido em subclasses adicionais, dependendo de suas curvas de luz (Figura 1), progenitores e localização — o Tipo I é dividido em Tipos 1a, 1b e 1c, e o Tipo II em Tipos IIL e IIP (Cappellaro & Turatto 2000).

Como na maioria das outras classificações, existem exceções. Os espectros e/ou curvas de luz de algumas supernovas diferem suficientemente dos tipos padrão a ponto de levar os astrônomos a sugerir várias novas subclasses (Panagia et al. 1986; van Dyk et al. 1993; Baron et al. 1995, Benetti et al. 1998; Lentz et al. 2000; Filippenko 2000; Li et al. 2000; Howell 2000).

Figura 1 - As Curvas de Luz de Diferentes Tipos de Supernovas
(adaptado de "Introdução às Supernovas" de Qing Zhang )

3.1 Supernovas do Tipo I

Supernovas do tipo Ia ocorrem em um sistema binário, onde um componente é uma anã branca ². A atração gravitacional da anã branca é tão intensa que é capaz de sifonar material de sua estrela companheira (Hachisu & Kato 2001). Isso faz com que a estrela ultrapasse seu limite de estabilidade - o limite de Chandrasekhar³ - fazendo-a entrar em instabilidade termonuclear. Neste ponto, segue-se a incineração termonuclear da anã branca, embora exatamente como isso ocorre ainda esteja em debate, pois a física da queima termonuclear na matéria degenerada que compõe uma anã branca é complexa e ainda não completamente compreendida, embora haja muita pesquisa sendo feita nesta área (por exemplo, Woosley & Weaver 1994; Branch et al. 1995; Hillebrandt & Niemeyer 2000; Hillebrandt et al. 2000; Branch 2000; Ghezzi et al. 2001). Qualquer que sejam os mecanismos exatos, no entanto, o resultado é uma explosão massiva que produz uma erupção extremamente massiva de energia, cerca de 10⁵¹ ergs, com uma magnitude absoluta de aproximadamente -19,5 (Sandage et al. 1996; Saha et al. 1996)⁴. A estrela literalmente se desfaz em pedaços, deixando nada para trás exceto um remanescente em rápida expansão.

As supernovas do Tipo Ib e Ic são, na verdade, semelhantes às supernovas do Tipo II (foram nomeadas antes que os astrônomos realmente entendessem o que eram). Elas ocorrem quando uma estrela gigante de cerca de 20 massas solares evolui e perde sua envoltória de hidrogênio (as camadas externas da estrela) por meio de ventos estelares (o fluxo extremamente fraco de partículas carregadas, consistindo principalmente de prótons e elétrons, que fluem da camada mais externa de uma estrela para o espaço interplanetário) ou para uma companheira binária (van Dyk et al. 1996); em seguida, o núcleo exposto de hélio explode. Como nas supernovas do Tipo II, a explosão é desencadeada pelo colapso de seu núcleo de ferro. As supernovas do Tipo Ib e Ic são (ligeiramente) menos espetaculares do que as supernovas do Tipo Ia. As supernovas do Tipo Ib possuem linhas fortes de Hélio em seus espectros, enquanto as supernovas do Tipo Ic possuem linhas fracas ou nenhuma linha de Hélio em seus espectros (Baron et al. 1996). A relação entre as supernovas do Tipo Ib e Ic e as supernovas do Tipo II é tal que várias supernovas do Tipo II foram observadas transformando-se em supernovas do Tipo Ib/Ic (por exemplo, Finn et al. 1995; Matheson et al. 2001).

A curva de luz padrão de supernovas Tipo Ia mostra um pico inicial seguido por uma queda acentuada, e depois uma declinação linear após 50 dias a uma taxa de 0,015 magnitudes por dia. As curvas de luz de supernovas Tipo Ib, embora sejam mais fracas que uma Tipo Ia no máximo, mostram uma queda acentuada semelhante. No entanto, a subsequente declinação exponencial difere marcadamente da de supernovas Tipo Ia, com a taxa de declinação sendo menor para supernovas Tipo Ib do que para Tipo Ia, sendo de aproximadamente 0,010 magnitudes por dia. As curvas de luz de supernovas Tipo Ic são idênticas àquelas de supernovas Tipo Ib.

3.2 Supernovas do Tipo II

Isso ocorre quando uma estrela de alta massa (maior que aproximadamente 7,6 massas solares) não tem mais combustível suficiente para o processo de fusão⁵ no núcleo da estrela para criar a pressão para fora que combate a atração gravitacional para dentro da grande massa da estrela. Quando isso ocorre, a estrela incha para se tornar uma supergigante vermelha... pelo menos na parte externa. No interior, o núcleo cede à gravidade e começa a encolher. À medida que encolhe, ele fica progressivamente mais quente e denso. Isso permite que uma nova série de reações nucleares ocorra, formando novos elementos que, por sua vez, se fundem para formar ainda mais novos elementos, e assim por diante. Isso permite que a estrela continue brilhando temporariamente (Tabela 1). Todas essas reações diferentes levam períodos de tempo cada vez mais curtos e liberam quantidades progressivamente menores de energia⁶. À medida que essas novas reações ocorrem, a estrutura da estrela se torna semelhante a uma cebola - há camadas de elementos químicos progressivamente menos pesados que envolvem o núcleo.

Tabela 1 - Processos de Queima Nuclear
(dados de Prialnik (2000))

Combustível Nuclear	Processo pelo qual a reação ocorre	Limiar (106 K)	Produtos	Energia Liberada por Núcleon (MeV)
Hidrogênio	p-p	4	Hélio	6.55
Hidrogênio	CNO	15	Hélio	6.25
Hélio	3-alfa	100	Carbono, Oxigênio	0.61
Carbono	C + C	600	Oxigênio, Neônio, Sódio, Magnésio	0.54
Oxigênio	O + O	1000	Magnésio, Silício, Enxofre, Fósforo	0.30
Silício	Eq. nuc.	3000	Cobalto, Níquel, Ferro	< 0.18

Uma vez que a estrela funde silício em ferro, ela esbarra em um obstáculo importante. Como pode ser visto, as reações acima produzem energia (uma reação exotérmica). Mas converter ferro em elementos mais pesados requer energia (uma reação endotérmica, que requer aproximadamente 2 MeV por núcleon). Assim, a fusão cessa. Nas temperaturas extremamente altas agora presentes no núcleo da estrela (muito maiores que 10⁹ K), ocorre um processo conhecido como photodisintegration⁷. Devido à perda de energia que ocorre devido à fotodisintegração, o núcleo começa a colapsar rapidamente. Diferentes partes do núcleo colapsam em taxas diferentes, com o resultado de que o núcleo interno se desacopla do núcleo externo, deixando-o para trás. Durante o colapso, as velocidades podem atingir 7.000 km s^-1 no núcleo externo e, em cerca de um segundo, um volume do tamanho da Terra foi comprimido até um raio de 50 quilômetros. Como resultado, o resto da estrela fica na precária posição de estar quase suspenso acima do núcleo que colapsa catastróficamente. Este colapso do núcleo interno de ferro continua até que a densidade lá exceda aproximadamente 8 x 10¹⁷ kg m^-3. Neste ponto, o material que agora compõe o núcleo interno endurece (como resultado dos núcleos dos átomos presentes se repelirem mutuamente), com o resultado de que o núcleo interno agora rebota um pouco, enviando ondas de pressão para fora no material em queda do núcleo externo. Essas ondas de pressão, quando atingem a velocidade local do som, formam uma onda de choque que começa a se mover para fora.

À medida que a onda de choque se propaga para fora, ela encontra o núcleo interno de ferro em queda. As temperaturas extremamente altas que ocorrem como resultado disso causam uma nova fotodissociação, privando a onda de choque da maior parte de sua energia⁸. Se o que resta do núcleo de ferro não for muito massivo (menos de 1,2 massas solares), a onda de choque lutará para atravessar o resto do núcleo externo — o que leva cerca de vinte milissegundos — e colidirá com o restante das camadas externas da estrela. Por outro lado, se o núcleo de ferro for massivo o suficiente, a onda de choque estagna, tornando-se quase estacionária, enquanto o material em queda agora se acumula sobre ela. Neste ponto, os neutrinos que agora fluem do núcleo (devido à conversão do núcleo de ferro em essencialmente um núcleo de nêutrons) superaquecem o material abaixo da onda de choque; as plumas resultantes de material quente empurram a onda de choque para fora e permitem que ela continue sua marcha em direção à superfície, varrendo tudo à sua frente (Janka 2001). À medida que a onda de choque encontra material nas camadas externas da estrela, o material é aquecido, fundindo-se para formar novos elementos e isótopos radioativos (Meyer et al. 1995; Thielemann et al. 1996). A onda de choque então impulsiona as várias camadas externas da estrela para o espaço, deixando o núcleo interno para trás. A energia total no material em expansão está na ordem de 10⁵¹ ergs (ou menos). Grandes quantidades de fótons são liberadas, resultando em um espetáculo óptico espetacular, equivalente a 10⁹ sois, conferindo uma magnitude absoluta de aproximadamente -18. Devido ao decaimento radioativo dos elementos pesados produzidos na explosão (Mochizuki & Kumagai 1998; Hernanz 2000; Wanajo et al. 2001), ela então começa a desaparecer lentamente, a uma taxa de aproximadamente seis a oito magnitudes por ano. Supernovas do Tipo II não são tão luminosas quanto as supernovas do Tipo Ia, por um fator de pelo menos três. A mecânica deste tipo de supernova é tratada em detalhes por Bethe (1993), Wallerstein et al. (1997), Mezzacappa (2000) e Liebendoerfer et al. (2001).

Se a massa do remanescente do núcleo estiver abaixo de cerca de três massas solares, ele se tornará uma estrela de nêutrons⁹ (as estrelas de nêutrons que giram rapidamente são conhecidas como pulsares¹⁰). Se exceder cerca de três massas solares, ele continua a contrair-se. O campo gravitacional da estrela em colapso é tão poderoso que nem a matéria nem a luz podem escapar dele. A "estrela" então colapsa para um buraco negro (Balberg & Shapiro 2001), uma singularidade ou ponto de volume zero e densidade infinita, oculto por um horizonte de eventos a uma distância chamada raio de Schwarzschild¹¹. Corpos que cruzam o horizonte de eventos, ou um feixe de luz direcionado para tal objeto, aparentemente desapareceriam simplesmente — arrastados para um "abismo sem fundo". Em qualquer caso, a criação desses objetos bastante exóticos é acompanhada por uma tremenda produção de neutrinos, a maioria dos quais escapa para o espaço com uma energia total próxima de 3 x 10⁵³ ergs¹².

A maioria das supernovas do Tipo II é dividida em subclasses II-L (linear) ou II-P (platô), dependendo de suas curvas de luz - as do Tipo II-P exibem um platô logo após a luminosidade máxima.

4. Exemplos de Supernovas

4.1 Supernovas Passadas

Desde os primeiros dias em que a humanidade olhava para o céu, vimos muitos pontos brilhantes de luz no firmamento que apareciam repentinamente e depois desapareciam lentamente ao longo de muitos meses. A maioria desses "estrelas-hóspedes", como os antigos chineses as chamavam, eram novas de vários tipos, mas algumas eram verdadeiras supernovas. Os registros mais confiáveis vêm da Ásia, onde astrônomos coreanos, japoneses e chineses mantiveram registros surpreendentemente precisos que remontam a 1400 a.C. - Wang (1986) relatou que havia 90 novas prováveis e supernovas listadas nos registros chineses entre 1400 a.C. e 1700 d.C. Na Europa, por outro lado, a primeira observação conhecida do que agora sabemos ser uma supernova não ocorreu até o século 11 d.C. Como resultado de estudos intensivos desses registros e de relatórios posteriores por astrônomos europeus como Tycho e Kepler, os astrônomos agora estão cientes de que ocorreram várias supernovas galácticas nos últimos dois mil anos (Tabela 2)¹³.

Tabela 2 - Supernovas Galácticas Históricas
(dados de várias fontes, incluindo "Informações sobre as Supernovas Históricas" de Michael Richmond " e Strom (1994))

Ano	Magnitude de Pico	Constelação	Distância (anos-luz)
d.C. 18514	-6	Centaurus	4.500
386	-3	Escorpião	16.30015
1006	-10	Lobo	4.600
1054	-6	Touro	6.500
1181	-1	Cassiopeia	8.500
1572	-4	Cassiopeia	10.000
1604	-3	Ofiúco	14.300
167116	6?	Cassiopeia	9.100

A primeira supernova extragaláctica já descoberta foi a SN 1885A, próxima ao núcleo de M31 (a famosa "Galáxia de Andrómeda"), em 20 de agosto de 1885. A SN 1885A tinha uma magnitude visual aparente de 5,85 — teria sido visível a olho nu, apenas com dificuldade, se não fosse o brilho de M31 que a ofuscava (de Vaucouleurs & Corwin 1985).

Aprovavelmente, a supernova extragaláctica mais famosa foi observada em 24 de fevereiro de 1987 na Nuvem de Magalhães Grande. Uma estrela supergigante azul (de cerca de 20 massas solares) chamada Sanduleak -69 202 (sua magnitude visual aparente anterior era modesta, 10,2) explodiu numa explosão de luz visível a olho nu (quando descoberta numa placa fotográfica pelo astrónomo Ian Shelton da Universidade de Toronto, no Observatório Las Campanas, no Chile, era magnitude 4,5; mais tarde atingiu o pico de magnitude 2,8 antes de desaparecer lentamente com o tempo (Shelton 1993)) — assim, foi uma supernova do Tipo II. Foi designada SN 1987A¹⁷. Nos anos subsequentes, observou-se a formação de um brilhante resíduo de supernova em torno da estrela, na forma de uma onda de choque em expansão. Apenas agora, anos depois, a onda de choque está a atingir anéis de gás previamente existentes que rodeiam a estrela agora morta (Chu 2000)¹⁸. Isto está a fazer com que os nós de gás brilhem intensamente. Existem muitas imagens da SN 1987A disponíveis na WWW. Talvez a revisão definitiva da SN 1987A seja Arnett et al. (1989), embora esta não cubra desenvolvimentos mais recentes.

SN 1987A foi extremamente importante para os astrônomos, pois foi a primeira supernova que os astrônomos puderam estudar em grande detalhe com instrumentos astronômicos modernos. Ela confirmou uma série de previsões que os astrônomos haviam feito sobre supernovas, incluindo:

• a produção de isótopos radioativos, por exemplo ⁵⁶Ni e ⁵⁷Ni e sua subsequente decaimento para ^57,56Co e ^57,56Fe, ou ⁴⁴Ti que decai para ⁴⁴Sc e depois para ⁴⁴Ca, que são responsáveis pela forma das curvas de luz de supernovas (Arnett et al. 1989; Li et al. 1993; Knodlseder 2000; Lundqvist et al. 2001)
• a produção de neutrinos (Bionta et al. 1987; Hirata et al. 1987; Arnett 1988; Burrows 1988; Arnett et al. 1989)

As observing techniques and equipment improve, more and more supernovae are discovered each year (Figura 2). 172 supernovae were discovered in 2000. At the time of writing, 102 supernovae have been discovered in 2001. A lista completa of all supernovae discovered since SN 1885A is maintained by the Central Bureau of Astronomical Telegrams (CBAT).

Figura 2 - Distribuição Anual de Descobertas de Supernovas 1934-1999
(dados da International Supernovae Network)

4.2 Candidatos a Supernovas Potenciais

Os três candidatos mais próximos para supernovas em algum momento no futuro próximo (falando em termos astronômicos) são todos gigantes vermelhos próximos (novamente, em termos astronômicos): Betelgeuse (em Órion) a 430 anos-luz, Antares (em Escorpião) a 600 anos-luz e Rasalgethi (em Herói) que está a 380 anos-luz da Terra. Todos estes serão supernovas do Tipo II. Existe um gigante vermelho mais próximo - a estrela Scheat em Peixes, esta está a 200 anos-luz de distância e, embora atualmente seja um gigante vermelho, a estrela progenitora é quase certamente não grande o suficiente para explodir como supernova; em vez disso, as camadas externas lentamente se desprendem no espaço formando uma nebulosa planetária, e deixando para trás uma anã branca.

No entanto, é mais provável que a próxima supernova do Tipo II na nossa Galáxia seja ou a supergigante laranja altamente evoluída HD 179821 (Jura et al. 2001) ou a supergigante azul Sher 25. Embora ambas as estrelas sejam extremamente luminosas, encontram-se a distâncias consideráveis da Terra e, portanto, não são visíveis a olho nu.

O Sher 25 tem uma idade de cerca de três milhões de anos, mas possui uma massa de aproximadamente 120 massas solares, o que o torna uma das estrelas mais massivas já observadas. À medida que morre, está expulsando partes de sua própria envelope externo a velocidades de 20-83 km s^-1. Assim como no caso de Sanduleak -69 202, uma bolha de gás se formou ao redor da estrela, que são vistas como filamentos e uma estrutura em forma de anel (Petersen 1999). De fato, tanto a estrela quanto o material circundante assemelham-se muito a Sanduleak -69 202, embora existam algumas diferenças menores, provavelmente devidas a diferenças no ambiente ao redor da estrela (Brandner et al. 1997b). Os gases e poeira ao redor da estrela são enriquecidos em nitrogênio – o sinal de uma estrela evoluída, muito quente, queima rapidamente seu hidrogênio e hélio e forma outros elementos no processo (Brandner et al. 1997a). Talvez em algumas dezenas de milhares de anos, ou talvez até amanhã, o Sher 25 explodirá como Sanduleak -69 202, proporcionando mais um espetáculo espetacular de fogos de artifício cósmicos.

Recentemente, astrônomos sugeriram que a estrela binária KPD 1930 + 2752 é um futuro candidato para um evento de supernova do Tipo Ia. A estrela primária neste sistema é uma subanã-B e possui uma estrela companheira não vista que é quase certamente uma anã branca. O período orbital é de apenas 2 horas e 17 minutos. A massa total do sistema é de 1,47 Massas Solares, acima do limite de Chandrasekhar. Maxted et al. (2000) propuseram que a binária se fundirá dentro de aproximadamente 200 milhões de anos devido ao encolhimento orbital e à expansão evolutiva da primária), e quando isso acontecer, devido à acreção de hélio e outros elementos mais pesados que o hidrogênio sobre a anã branca, ocorreria uma supernova do Tipo Ia. Alguns outros astrônomos contestaram esse cenário, alegando que, como a estrela B se tornaria uma anã branca antes de se fundir com sua companheira, a massa total do sistema estaria abaixo do limite de Chandrasekhar, e, portanto, não ocorreriam supernovas do Tipo 1a (Ergma et al. 2001).

Também foi determinado que as supernovas podem ser responsáveis pela produção de estrelas fugitivas (ou, pelo menos, de uma proporção delas). Estas são estrelas que originalmente faziam parte de um sistema estelar múltiplo. Algum tempo no passado, uma de suas companheiras explodiu em supernova, e a força da explosão empurrou a estrela para o espaço a uma velocidade muito alta (Blaauw 1961; Hills 1983; Stone 1991; Kaper et al. 1997; Hoogerwerf et al. 2000, 2001).

5. O que são Restos de Supernovas?

Um remanescente de supernova (geralmente abreviado para SNR) são os restos da matéria que é expelida de uma estrela quando ela explode em supernova. Esta ejeção de matéria é muito mais violenta do que ocorre na nebulosa planetária que marca o fim de uma estrela de baixa massa, resultando em velocidades de expansão de 1000-10.000 km s^-1. A matéria ejetada varre o gás e a poeira circundantes à medida que se expande, produzindo uma onda de choque que excita e ioniza o gás, o que resulta na produção de raios-X e ondas de rádio na forma de radiação síncrotron. Este plasma pode atingir temperaturas de 1.000-1.000.000 K, mas com densidades de apenas cerca de um milhão de partículas por metro cúbico. Gradualmente, a taxa de expansão diminui, semeando o vizinhança local com elementos pesados, mas antes que o remanescente ocupe uma área de espaço com dezenas ou centenas de anos-luz de diâmetro.

5.1 O Ciclo de Vida de um Remanescente de Supernova

No modelo clássico da evolução de SNR (Woltjer 1972; Gull 1973; Chevalier 1977), existem quatro etapas ou fases:

• Na primeira fase, conhecida como expansão livre, a frente da expansão é formada pela onda de choque interagindo com o meio interestelar (ISM) ambiente. Esta fase é caracterizada por temperatura constante dentro do remanescente e velocidade de expansão constante da casca. Esta fase pode durar de 90 anos a mais de 300 anos.
• Durante a segunda fase, conhecida como fase Sedov ou Adiabática, o material do remanescente começa lentamente a desacelerar e esfriar. Nesta fase, a casca principal do remanescente é instável e os ejecta do remanescente misturam-se com o gás que foi recém-choqueado pela onda de choque inicial. Esta mistura também intensifica o campo magnético dentro da casca do remanescente. Esta fase pode durar de 100 a 100.000 anos.
• A terceira fase, a fase Snowplough ou Radiativa, começa após a casca ter esfriado até cerca de 1.000.000K, de modo que a casca possa radiar energia de forma mais eficiente. Isto, por sua vez, resfria a casca mais rapidamente e, assim, faz com que ela encolha e se torne mais densa. Isto faz com que ela esfrie ainda mais rapidamente. Devido a este efeito bola de neve, o remanescente desenvolve rapidamente uma casca fina e radia a maior parte da sua energia na forma de luz. A velocidade agora diminui bastante rapidamente. A expansão para fora cessa e o remanescente começa a colapsar sob a sua própria gravidade. Esta fase pode durar centenas de milhares de anos.
• A quarta fase, conhecida como Dispersão. Aqui a casca desintegra-se quando a velocidade do "snowplough" torna-se subsônica, e o que resta do remanescente dissipa-se no ISM.

• O ISM no qual ocorrem as supernovas raramente é isotrópico ou de consistência e densidade uniformes, o que leva à assimetria e diferenças dentro do remanescente (Dohm-Palmer & Jones 1996; Maciejewski & Cox 1999; Slavin et al. 2000).
• Se uma supernova ocorre em uma bolha pré-existente de material interestelar cercada por uma massa de gás, então a fase de Sedov não ocorrerá necessariamente (Wheeler et al. 1980; Franco et al. 1991; Franco 1994; Gvaramadze 2000); de fato, o SNR pode não ser detectável em absoluto neste cenário, a menos que ele bata nas paredes da bolha (Fich 1986; Koo & Heiles 1995; Chu 1997).
• Se a densidade do meio no qual o SNR está localizado for baixa o suficiente, é possível que o SNR termine sua vida ao se fundir com o ISM antes que o resfriamento se torne importante (Asvarov 2000).
• Diferentes estágios podem ocorrer simultaneamente em diferentes locais dentro de um único remanescente (Cioffi et al. 1988; Tenorio-Tagle et al. 1990; Franco et al. 1994; Jones et al. 1998; Asvarov 2000; Bykov et al. 2000; Reynoso & Mangum 2001).
• Se o ISM estiver fortemente magnetizado, então a evolução do SNR diferirá em termos da duração das várias fases e da forma geral do remanescente (Insertis & Rees 1991).

6. Quais são os diferentes tipos de Restos de Supernova?

Existem três tipos geralmente aceitos de SNRs. Observe que as categorias não estão definidas de forma rígida — os SNRs têm sido observados no processo de transformação gradual de um tipo para outro (Sakhibov & Smirnov 1982; Lazendic et al. 2000). Os três tipos são:

• Remanescentes em forma de casca: À medida que a onda de choque da explosão de supernova avança pelo espaço, aquece e agita qualquer material interestelar que encontra, produzindo assim uma grande casca de material quente no espaço. Uma estrutura em forma de anel neste tipo de remanescente é observada porque, na borda da casca, há mais gás quente em nossa linha de visão do que no centro. Os astrônomos chamam este fenômeno de "brilho na borda" (limb brightening). A grande maioria dos SNRs é deste tipo.
• Remanescentes tipo Caranguejo: Estes remanescentes, também conhecidos como "plerions" (um termo sugerido pela primeira vez por Weiler & Panagia (1978), e derivado da palavra grega que significa "cheio"), são semelhantes à Nebulosa do Caranguejo. Eles são similares aos remanescentes em forma de casca, exceto pelo fato de conterem um pulsar no centro que expulsa jatos de material em movimento muito rápido. Estes remanescentes parecem mais um "blobo" do que um "anel."
• Remanescentes Compostos: Estes remanescentes são uma mistura entre os remanescentes em forma de casca e os remanescentes tipo Caranguejo. Eles aparecem semelhantes a cascas, tipo Caranguejo ou ambos, dependendo de qual parte do espectro eletromagnético está sendo observada. Existem dois tipos de remanescentes compostos: térmicos e pleriónicos. Os compostos térmicos aparecem como tipo casca na faixa de ondas de rádio (radiação síncrotron). No entanto, em comprimentos de onda de raios-X, eles aparecem como tipo Caranguejo, mas, ao contrário dos verdadeiros remanescentes tipo Caranguejo, seus espectros de raios-X possuem linhas espectrais, indicativas de gás quente. Os compostos pleriónicos aparecem como tipo Caranguejo tanto na faixa de ondas de rádio quanto de raios-X, no entanto, eles também possuem cascas. Seus espectros de raios-X no centro não mostram linhas espectrais, mas os espectros de raios-X próximos à casca possuem linhas espectrais.

Rho & Petre (1998) propostam uma quarta classe de SNRs - os chamados "SNRs de morfologia mista". Estes remanescentes são classificados como remanescentes do tipo casca em comprimentos de onda de rádio, mas a morfologia de raios-X é centralmente concentrada. Além disso, a emissão de raios-X é térmica e provém do ISM, não dos ejetos que compõem o SNR. E, finalmente, não há uma fonte proeminente, central e compacta em bandas de rádio ou raios-X (ou seja, não há um pulsar).

7. Exemplos de Restos de Supernovas

Algumas das SNRs mais famosas (fáceis de observar em pequenos telescópios) incluem:

• A Nebulosa do Caranguejo em Taurus,
• A Nebulosa do Véu em Cygnus,
• A NCR Vela em Vela,
• A NCR Puppis A em Puppis.

Existem muitas galerias de imagens de SNR na WWW - talvez as duas mais extensas sejam a Galeria de Satélite ROSAT de Raios X e a Chandra Galeria de Satélite de Raios X. De acordo com Green (2000), existem 225 SNRs confirmados na nossa Galáxia, com outros 61 possíveis ou prováveis restos, com mais sendo descobertos o tempo todo (por exemplo, Bhatnagar 2000; Crawford et al. 2000; Combi et al. 2001; McClure-Griffiths et al. 2001). Existem centenas conhecidos em outras galáxias (por exemplo, Danziger et al. 1979; van den Bergh 1983; Peimbert et al. 1988; Long et al. 1990; Braun & Walterbos 1993; Gordon et al. 1993; Muxlow et al. 1994; Yang et al. 1994; Huang et al. 1994; Cowan et al. 1994; Magnier et al. 1995; Matonick & Fesen 1997; Dunne et al. 2000; Schlegel et al. 2000; Rosado et al. 2001). Existem nove plerions conhecidos na nossa Galáxia e vinte e três restos Compostos conhecidos, o resto são restos do Tipo Casca (Green 2000), embora a proporção de plerions seja esperada para aumentar no futuro à medida que SNRs que atualmente são classificados como Tipo Casca ou Composto são examinados mais detidamente (Gaensler 2000). Desde que a categoria "morfologia mista" foi proposta, alguns astrônomos têm reexaminado SNRs existentes com a intenção de recategorizá-los como SNRs de morfologia mista, até agora cerca de nove foram identificados (Yoshita et al. 2001).

8. Supernovas e Nós

8.1 Nosso Sol poderia se transformar em uma supernova?

Relaxe, a resposta é um enfático não! Nosso Sol está longe de ser massivo o suficiente para se tornar uma supernova do Tipo II e não há uma anã branca companheira para se tornar uma supernova do Tipo Ia. Além disso, levará mais cinco bilhões de anos antes que o suprimento de hidrogênio do nosso Sol seja esgotado. Naquele momento, ele começará seu processo de morte e eventualmente se tornará uma anã branca com uma casca circundante de material muito semelhante à Nebulosa do Anel (M57) na constelação de Lyra, ou seja, uma nebulosa planetária. Isso ainda é um pequeno consolo para nós na Terra, no entanto, pois em mais um bilhão de anos ou pouco, o Sol terá aumentado tanto sua luminosidade que a Terra provavelmente se tornará totalmente inabitável.

8.2 O que aconteceria se uma Supernova ocorresse perto da Terra?

Em suma, a vida na Terra estaria em grandes problemas. Dependendo da distância e do tipo, as enormes quantidades de radiação emitidas por supernovas poderiam significar que possivelmente toda ou a maior parte da vida na Terra seria queimada. De um artigo de Michael Richmond sobre os riscos para a Terra de SNRs próximas:

Suspeito que uma explosão do Tipo II deve estar a poucos parsecs da Terra, certamente menos de 10 parsecs (32,6 anos-luz), para representar um perigo para a vida na Terra. Suspeito que uma explosão do Tipo Ia, devido à maior quantidade de radiação de alta energia, poderia estar várias vezes mais distante. Minha estimativa é que a radiação de raios-X e raios gama seja a mais importante em grandes distâncias.

Curiosamente, existe a possibilidade de que uma supernova tenha explodido perto da Terra (dentro de 100 anos-luz) há cerca de cinco milhões de anos (Ellis et al. 1996; Fields & Ellis 1999). Isso poderia ter causado um evento de extinção? Muito provavelmente. Houve um que correlacione com essa supernova? Provavelmente não¹⁹.

Também há alguma evidência de outra supernova ocorrendo dentro de 600 anos-luz do Sol nos últimos milhões de anos, que foi responsável pela vizinha camada de gás conhecida como North Polar Spur (Cruddace et al. 1976; Hayakawa et al. 1977; Davelaar et al. 1980; Heiles et al. 1980; Egger & Aschenbach 1995), embora existam explicações alternativas não relacionadas a supernovas (Sofue 1977). Existem outras camadas de gás semelhantes na vizinhança galáctica geral (Nousek et al. 1981).

O famoso Geminga pulsar (também conhecido como 2CG195+4), que se encontra próximo à Nebulosa do Caranguejo no céu, também foi proposto como os restos de uma supernova que ocorreu há 300.000 anos. Gehrels & Chen (1993) propuseram que essa supernova é a causa da Bolha Local²⁰, enquanto Cunha & Smith (1996) propuseram que a supernova foi a causa do laço de gás que circunda a estrela Lambda Orionis na constelação de Órion, novamente, aproximadamente há 300.000 anos. Innes & Hartquist (1984) também propuseram que a Bolha Local foi o resultado de uma supernova passada, enquanto Smith & Cox (1998, 2001) sugeriram que, em vez de ser o resultado de uma única supernova, a Bolha Local é o resultado de repetidas supernovas.

A propósito, Geminga está localizado a aproximadamente 510 anos-luz da Terra (Caraveo et al. 1996a; Caraveo et al. 1996b). Embora tenha sido descoberto em 1975 como uma fonte de raios gama de alta energia (Thompson et al. 1977; Bennett et al. 1977), não foi até 1992 que os astrônomos determinaram o que ele realmente era (Bertsch et al. 1992; Halpern & Holt 1992). Isso é refletido em seu nome - "Geminga" é o termo em milaneses para "Aquele que não existe".

Como uma breve digressão, o Criacionista da Terra Velha Hugh Ross²¹, declarou:

De acordo com Gênesis 5 e 6, uma das muitas mudanças que Deus decretou no tempo do Dilúvio de Gênesis foi o encurtamento das esperanças humanas de uma média de mais de 900 anos para um máximo de cerca de 120 anos. Além de nos proteger contra a intensificação do mal, essa mudança, que aparentemente envolveu a reprogramação das nossas células, também nos protege contra certos tipos de câncer. A mudança também envolveu ou a remoção de algum tipo de escudo contra radiação pré-Dilúvio ou, mais provavelmente, um aumento na quantidade de radiação cósmica que chovia sobre a Terra.

Ele identifica a supernova responsável pelo SNR Vela como sendo uma possível causa dessa mudança na duração da vida. No entanto, sob a premissa de que tal mudança nas durações da vida humana de fato ocorreu, conforme relatado em Gênesis, ainda existem dois problemas principais com essa alegação:

• A supernova Vela estava entre 800 e 1.600 anos-luz de distância (Gvaramadze 2001a) - a esta distância, a radiação atingindo a Terra a partir da própria supernova é insignificante (aproximadamente a mesma de várias horas de sol normal na superfície da Terra), principalmente devido à distância e aos efeitos protetores da atmosfera da Terra²².
• De qualquer forma, uma dose de radiação como a proposta por Ross teria deixado traços de isótopos em várias camadas sedimentares - nenhum desses traços foi encontrado nessas camadas.

Em suma, não há evidências para apoiar essa alegação, e há muitas evidências contra ela.

8.3 É verdade que a Terra não existiria se não fosse por Supernovas?

O Big Bang produziu muito pouco além de hidrogênio e hélio, com algum lítio (Thielemann et al. 2001). Vários outros elementos (mais pesados que o carbono, mas mais leves que o ferro) são produzidos por fusão na fase de gigante vermelha das estrelas (Tabela 3). Elementos mais pesados que o ferro são produzidos principalmente em supernovas, especificamente na queima nuclear explosiva que ocorre tanto durante a fase em que a onda de choque resultante do colapso do núcleo da estrela encontra as camadas externas da estrela (para supernovas dos tipos Ib, Ic e II), quanto na bola de fogo nuclear geral que as supernovas do tipo Ia se tornam. No aftermath de um evento de supernova, o ISM local está saturado com esses elementos pesados. As supernovas e a onda de choque resultante aquecem e agitam o ISM. Para estrelas que não explodem como supernovas, a maioria de seus elementos pesados fica presa na anã branca em que elas acabam se tornando. Esses elementos são distribuídos lentamente através do vento estelar e outras formas de perda de massa (Vink et al. 2001).

Astrônomos investigando uma classe de meteoritos conhecida como condritos carbonáceos (assim chamados porque contêm carbono e são caracterizados por pequenas inclusões ou crondules de material fundido dentro deles) descobriram subprodutos de isótopos radioativos de vida curta que são produzidos exclusivamente ou principalmente em supernovas (Lee et al. 1978; McCulloch & Wasserburg 1978; Clark 1979; Arnould et al. 1980; Dearborn et al. 1988; Nittler et al. 1996; Ott 1996; Timmes et al. 1996; Amari et al. 1996; Hernanz 2000). Como tais meteoritos são considerados remanescentes primordiais da época do início do sistema solar, aproximadamente há 4,6 bilhões de anos, isso indica que, em algum momento antes da formação do sistema solar, ocorreu uma supernova.

Para resumir, a maioria dos elementos que compõem o computador que você está usando para ler este artigo, o mundo ao seu redor, o sistema solar e o seu corpo, foi originalmente produzida em uma supernova (Cameron & Truran 1977; Harper 1996). Como a cantora Joni Mitchell disse, "Somos poeira estelar...". Portanto, a resposta é sim - sem essas supernovas, é muito provável que nós (a humanidade) e tudo mais na Terra (e também a Terra em si) não existiriam.

9. O que são Hipernovas?

Propôs-se que nem todas as estrelas massivas conseguem lançar eventos de supernova. Se o núcleo de um progenitor massivo e rapidamente rotativo colapsar em um buraco negro e absorver o manto estelar circundante sem produzir uma explosão impulsionada por neutrinos, o resultado é um collapsar, e a liberação massiva de energia produzida é chamada de hypernova. As hypernovae são tipicamente 150-200 vezes mais massivas que o Sol e explodem com uma saída total de energia superior a 10⁵² ergs (Nakamura et al. 2001) - muitas vezes mais do que a saída de energia de uma supernova típica.

As hipernovas têm sido propostas como uma maneira de explicar a existência de Bursts de raios gama²³ (Woosley 1993; Paczynski 1997; MacFadyen & Woosley 1999; MacFadyen 1999). Bursts de raios gama (GRBs). Os astrônomos identificaram vários eventos do tipo hipernova que parecem estar ligados aos GRBs observados (Hansen 1999; Bloom et al. 1999; Chu et al. 1999; Filippenko 2000; Iwamoto et al. 2000).

Contudo, outras explicações para os GRBs foram propostas - estas incluem

• a fusão de duas estrelas de nêutrons ou a fusão entre uma estrela de nêutrons e um buraco negro (Narayan et al. 1992).
• uma estrela de hélio caindo em um buraco negro (Zhang & Fryer 2001).
• a fusão de duas estrelas de hélio (Belczynski et al. 2000).
• pulsares emitindo jatos relativísticos que precessam além da nossa linha de visão (Blackman et al. 1996).
• os "supernovae", nos quais uma estrela de nêutrons colapsa gravitacionalmente em um buraco negro (Vietri & Stella 1998).
• jatos relativísticos emitidos em supernovas do Tipo II (Dar 2000).
• o colapso de uma estrela supermassiva (SMS) em um buraco negro supermassivo (SMBH) (Linke et al. 2001)
• uma combinação de alguns ou todos os itens acima (Chevalier & Li 1999).

Atualmente, nenhuma das hipóteses foi confirmada à exclusão das outras — de fato, agora é evidente que existem diferentes tipos de GRBs que podem ser causados por processos distintos (Piro et al. 2000). Uma discussão mais detalhada sobre GRBs está fora do escopo do FAQ, mas Meszaros (1999, 2001), Antonelli et al. (2000) e Piran (2001) oferecem excelentes resumos do nosso entendimento atual sobre GRBs.

10. Restos de supernovas são evidências de um Universo jovem?

Toda a literatura YEC na WWW sobre supernovas e restos de supernovas origina-se de um artigo escrito em 1994 por um canadense, Keith Davies, intitulado "Distribuição de Restos de Supernovas na Galáxia". Este artigo faz parte do Creation Discovery Project. Várias versões e resumos deste artigo aparecem em vários outros sites YEC, incluindo Answers in Genesis (por Jonathan Sarfati), Creation in the Crossfire (por Jon Colley), Creation Online e He Comes....²⁴. De acordo com o Creation Science Association For Mid-America, o artigo de Davies baseia-se em uma apresentação²⁵ que ele fez na Third International Conference on Creationism em 1994.

A primeira linha do artigo Creation Online resume bem o argumento do YEC:

Os resultados de observações feitas por astrônomos indicam que não há supernovas suficientes para justificar uma galáxia antiga. Os números observados são consistentes com uma galáxia jovem de milhares de anos.

Sarfati elabora ainda mais:

...um modelo de universo jovem se ajusta aos dados do baixo número de SNRs observados. Se o universo realmente tivesse bilhões de anos, haveria 7000 SNRs faltantes em nossa Galáxia.

Como os YECs chegam a essa conclusão? No artigo original de Davies, ele estimou o número de SNRs visíveis em um Universo antigo (com bilhões de anos) e em um Universo jovem (com milhares de anos), e comparou ambos os valores com o número real de SNRs observados (Tabela 4). Ele utilizou a seguinte metodologia:

1. Suponha uma taxa de ocorrência de supernovas na nossa Galáxia de uma a cada 25 anos.
2. Suponha que a primeira fase de expansão de RNS termine após 317 anos, a segunda após 120.000 anos e a terceira após um milhão de anos.
3. Devido às limitações observacionais dos radiotelescópios, suponha que apenas 19% das RNS de primeira fase, 47% das de segunda fase e 14% das de terceira fase são observáveis.
4. Dividindo as idades dos vários estados pela taxa de ocorrência de supernovas, calcule o número de RNS de cada tipo visíveis se o universo fosse antigo.
5. Calcule o número de RNS de cada tipo visíveis se o universo tivesse apenas 7.000 anos.
6. Compare os dois resultados com o número real de RNS observadas.

As alegações de Davies e outros resistem ao escrutínio? Como acontece, não muito bem.

10.1 A Metodologia do CTE

Davies afirma que:

O número de Restos de Supernovas (SNRs) observáveis na Galáxia é consistente com o número esperado de formação em um Universo com 7.000 anos de idade.

No entanto, usando a própria metodologia de Davies, o número real de SNRs observáveis na nossa Galáxia (225 de Green (2000)) fornece um valor de 11.970 anos, não 7.000 anos. O 11.970 é o valor mínimo possível para a idade do Universo conforme derivado da sua metodologia. Todavia, uma leitura estrita das linhagens em Gênesis fornece a data da criação como sendo 4004 a.C., cerca de 6.000 anos atrás (como foi calculado famosamente pelo Arcebispo Ussher de Armagh no século XVII).

Os seus cálculos são repetidos aqui, usando os seus valores (para a conveniência, todas as frações são arredondadas para o número inteiro mais próximo - isso faz pouca diferença nos resultados):

• Número total de SNRs de primeira fase = 317 (duração da primeira fase da vida de um SNR) / 25 = 13. O número de SNRs de primeira fase observáveis é, portanto, 19% de 13 = 2. Este valor é o mesmo tanto para um universo antigo quanto para um universo jovem.
• Número total de SNRs de segunda fase com um universo antigo = 119.683 (duração da segunda fase da vida de um SNR) / 25 = 4.787. Com um universo jovem = 6.683 / 25 = 267. O número de SNRs de primeira fase observáveis com um universo antigo é, portanto, 47% de 4.800, ou 2.250. O número de SNRs de segunda fase observáveis com um universo jovem = 47% de 267 = 126.
• Número total de SNRs de terceira fase com um universo antigo = 880.317 (duração da terceira fase da vida de um SNR) / 25 = 35.213. Com um universo jovem = 0 / 25 = 0. O número de SNRs de terceira fase observáveis com um universo antigo é, portanto, 14% de 35.213, ou 4.930. O número de SNRs de terceira fase observáveis com um universo jovem = 14% de 0 = 0.

Existe um erro matemático no cálculo de Davies. Certamente, se apenas 47% dos SNRs da segunda fase são visíveis, então o número de SNRs visíveis em um universo jovem não é 267/268, mas sim 47% disso = 126? Mas para citar Davies:

Total [número] de SNRs da Segunda Fase esperados de serem observados sob um Universo de 7.000 anos com t* =25 aprox. 268.

Em nome da justiça para com Davies, este é provavelmente um erro matemático simples, mas tanto Sarfati quanto o(s) autor(es) do artigo Creation Online corrigem esse erro e fornecem o valor de 126 para as SNRs visíveis da segunda fase, sem informar o leitor que o fizeram e sem apontar o erro no artigo original de Davies. Os outros artigos propagam o valor errôneo de 268.

Davies dedica uma grande parte de seu artigo ao cálculo das porcentagens de RNS (restos de supernova) em diferentes estágios de suas vidas que deveriam ser visíveis. Ele obtém os resultados de 19%, 47% e 14% para RNS do primeiro, segundo e terceiro estágio, respectivamente). No entanto, esses números estão errados. Um dos componentes que ele utiliza no cálculo é a relação conhecida como Sigma-D (obtida de Ilovaisky & Lequeux 1972a), ou seja, a relação entre o brilho superficial em uma frequência de rádio específica e o diâmetro linear de um RNS. Embora possa ser usado para determinar distâncias até RNS (Goebel et al. 1981; Huang & Thaddeus 1985; Case & Bhattacharya 1985), ele só funciona para RNS do tipo casca que possuem a mesma energia de explosão de supernova e mecanismo, e estão evoluindo em ambientes idênticos, enquanto Davies assume que se aplica a todos os RNS. Mais informações sobre a medição de distâncias até RNS são fornecidas na Seção 10.7. Como Green (1991) afirma,

Não é possível citar um único limite de completude de brilho superficial para os catálogos atuais de remanescentes de supernovas, não apenas porque a emissão de fundo varia em diferentes regiões do plano galáctico, mas também porque diferentes regiões foram investigadas com instrumentos diferentes.

Davies também utiliza as limitações observacionais por rádio de Ilovaisky & Lequeux (1972a) para fornecer proporções de SNRs em várias etapas de evolução (19%, 47% e 14%). Existem muitos problemas com a abordagem de Davies:

• As proporções de Davies são simplificações grosseiras - é simplesmente impossível calcular números precisos para as proporções de RNS (Restos de Supernovas) visíveis em várias etapas de suas vidas, pois existem muitos fatores externos envolvidos (ver Seção 10.3).
• Outros (por exemplo, Kodaira 1974; Vettolani & Zamorani 1977; Leahy & Wu 1989) atualizaram e corrigiram as descobertas originais de Ilovaisky & Lequex - correções que Davies não levou em consideração, apesar de seus artigos terem sido publicados muito antes de 1994.
• Os diâmetros dos RNS são cruciais para os cálculos de Davies. Mas para calcular o diâmetro de um RNS, a distância deve ser conhecida com precisão. Davies dá a impressão de que os diâmetros e distâncias dos RNS galácticos que ele usa são conhecidos com precisão, quando isso não é o caso (ver Seção 10.7 e Green (1984, 1991) para mais detalhes).
• Em radioastronomia, densidade de fluxo é definida como potência recebida por unidade de área por unidade de frequência. A unidade de densidade de fluxo é o Jansky (Jy) e é equivalente a 10^-26 W Hz^-1 m^-2. A quantidade de radiação no espectro de rádio emitida por um RNS é medida em Jy, e um radiotelescópio com um limite de densidade de fluxo baixo é muito mais sensível a RNS com baixa densidade de fluxo. Davies limitou-se a RNS com densidade de fluxo superior a 10 Jy. Das 225 RNS confirmadas na nossa galáxia, apenas 90 (40%) têm densidades de fluxo de 10 Jy ou mais. Quando Davies escreveu seu artigo, o número de RNS com densidades de fluxo de 10 Jy ou mais era de 102 de um total de 176. Os outros restos, 74 em 1991 e 135 hoje, Davies ignora completamente. Esses RNS são efetivamente mais fracos e mais difíceis de detectar, e portanto provavelmente estão mais distantes ou são maiores (e portanto mais velhos). Ao ignorá-los, Davies está afirmando que não encontra restos velhos, mas ele faz isso após eliminar grandes números de restos velhos possíveis de seus cálculos!

10.2 Taxa de Ocorrência de Supernovas

A principal fonte para o valor de 25 anos atribuído por Davies à taxa de ocorrência de supernovas na nossa Galáxia é uma estimativa feita em 1970 pelo astrônomo suíço Gustav Tammann. O valor dado por Tammann foi de 26 + 10 anos, calculado comparando a nossa Galáxia com outras galáxias semelhantes (em termos de tamanho e luminosidade) e determinando a taxa de supernovas a partir da observação delas (Tammann 1970). Poveda & Woltjer (1968) forneceram uma estimativa aproximada de 60 anos, enquanto Chai & van den Bergh (1970) estimaram 100 anos, e Ilovaisky & Lequeux (1972b) forneceram 50 + 25 anos.

Em 1994, Tammann revisou sua estimativa de 1970 para a taxa de ocorrência de supernovas em nossa própria Galáxia para 40 +10 anos (Tammann et al. 1994). Cappellaro et al. (1996) sugeriram que para nossa Galáxia deveriam ser observáveis 4 + 1 Tipo Ia, 2 + 1 Tipo Ib/c e 12 + 6 Tipo II supernovas por milênio, o que resulta em uma taxa aproximadamente metade do valor de 1970 de Tammann. Weiler & Sramek (1988) concluem que o intervalo médio entre supernovas em nossa Galáxia está entre 20 e 50 anos e van den Bergh & Tammann (1991) e Turatto (1999) ambos fornecem estimativas em razoável acordo com isso. Os valores fornecidos em Carroll & Ostlie's Introduction to Modern Astrophysics são 36 anos para supernovas Tipo I e 44 anos para supernovas Tipo II. Folgheraiter et al. (1997) fornece um intervalo médio de 30 anos como sendo "o valor atualmente aceito".

Nos anos 1940, 1950 e início dos anos 1960, astrônomos descobriram que as supernovas ocorriam em taxas diferentes em diferentes tipos de galáxias, e que a taxa de supernovas em galáxias espirais depende da luminosidade da galáxia envolvida (Tammann et al. 1994). Além disso, a taxa na qual as supernovas são observadas a ocorrer em outras galáxias depende da inclinação da galáxia — muito mais supernovas são detectadas em galáxias que estão orientadas de lado para nós (van den Bergh & McClure 1990; van den Bergh & Tammann 1991). Outro fator determinante na taxa de ocorrência de supernovas é a quantidade de estrelas progenitoras — são necessários sistemas binários adequados (para Tipo I) ou estrelas gigantes massivas (para Tipo II).

Dragicevich et al. (1999) propuseram que a Terra está posicionada favoravelmente dentro da nossa Galáxia para observar supernovas, portanto a taxa calculada de ocorrência de supernovas é na verdade alta em comparação com a taxa em toda a Galáxia como um todo.

Astrônomos são geralmente bastante cautelosos ao inferir as taxas de ocorrência de supernovas a partir da quantidade de restos de supernovas. De fato, para citar Jones et al. (1998):

As pessoas devem exercer extrema cautela ao inferir taxas de supernovas a partir de contagens de remanescentes de supernovas (SNRs) maduros e antigos.

E de van den Bergh & Tammann (1991):

Como as vidas dos restos de supernovas de rádio (SNRs) dependem tão criticamente do ambiente, será muito difícil obter informações significativas sobre as taxas de supernovas a partir das estatísticas dos SNRs.

Contudo, no balanço geral, Davies utiliza um valor aceitável para a taxa de ocorrência de supernovas galácticas. Acidentalmente, acredita-se que uma supernova ocorre a cada segundo em todo o Universo (Burrows 2000).

10.3 Número de Restos de Supernovas

Os criacionistas da Terra jovem (YECs) alegam que não são observados tantos restos de supernovas (SNRs) quanto seria esperado em um universo antigo. Davies utiliza um valor de um milhão de anos para o limite inferior da vida visível típica de um SNR e assume que todos os SNRs duram tanto tempo. Ele obtém esse valor de Ilovaisky & Lequeux (1972b). No entanto, ao ler o artigo original, nota-se que esse valor é, na verdade, para a vida teórica do remanescente, e não para a vida observável do remanescente. Por que existe essa diferença? Simplesmente porque os SNRs são, na verdade, difíceis de detectar. Fatores que dificultam seriamente nossa capacidade de detectar SNRs (e que Davies quase ignora completamente) são:

• Os SNRs (restos de supernovas) só podem ser observados em uma pequena proporção da nossa Galáxia — nossa visão da maior parte da Galáxia é bloqueada por grandes quantidades de poeira e matéria interestelar. Apenas alguns SNRs mais jovens, que emitem rádio, seriam visíveis através dessa poeira (Sramek et al. 1992; Gray 1994). Isso explica em grande parte por que não foram observadas supernovas galácticas nos últimos 300 anos aproximadamente (Clark et al. 1981; Dawson & Johnson 1994; Hatano et al. 1997), mesmo que esperássemos que talvez 5 a 10 tenham ocorrido (McKee 2000).
• Também é difícil identificar restos muito mais antigos, pois eles ou desapareceram além de nossa capacidade de detectá-los (podem ter se fundido com o meio interestelar), fundiram-se com outros restos ou desapareceram no "ruído" de fundo geral (Nousek et al. 1981; Matthews et al. 1998; Braun et al. 1989; Landecker et al. 1990; Normandeau et al. 2000). SNRs mais jovens, ou SNRs que ainda estão interagindo com o gás expelido por suas progenitoras, são muito mais propensos a serem detectados (Jones et al. 1998; Slavin & Cox 1992). Shull et al. (1989) realizaram uma análise estatística de SNRs e descobriram que, com SNRs isolados, menos de 1% duram mais de 100.000 anos, e apenas 20% permanecem intactos após 50.000 anos.
• A composição do meio interestelar local em que ocorre a supernova é crítica para a observabilidade do SNR resultante (Dohm-Palmer & Jones 1996). SNRs em regiões onde a densidade do meio interestelar é baixa (Henning & Wendker 1975; Gaensler & Johnson 1995b) ou onde há pouco gás ionizado presente (Heiles et al. 1980) podem não ser facilmente visíveis. De fato, pode ser o caso que apenas 15-20% dos eventos de supernova causem SNRs observáveis (Clark & Stephenson 1977; Clark 1979; Kafatos et al. 1980).
• Alguns SNRs jovens podem ser intrinsecamente fracos em comprimentos de onda de rádio e, portanto, excepcionalmente difíceis de detectar (Gray 1994; Duncan & Green 2000).
• SNRs são obscurecidos por e podem ser indistinguíveis de outras nebulosas de emissão interestelar, e seus espectros podem ser semelhantes a poderosas galáxias de rádio distantes e quasares (White & Becker 1990; Inglis & Kitchin 1990; Caswell & Stewart 1991, 1992; Williams et al. 2000). Em outras palavras, há muita bagunça por aí, e encontrar SNRs é frequentemente uma tarefa complicada e difícil. De fato, apenas uma minoria dos SNRs é visível em comprimentos de onda ópticos (Long et al. 1990).
• Os limites do equipamento usado para detectar SNRs (geralmente radiotelescópios) afetam nossa capacidade de observar restos de supernovas (Green 1991; Kassim 1992; Frail et al. 1994). À medida que isso melhora no futuro, o número de SNRs detectados aumentará. Isso pode ser ilustrado pela maneira como os astrônomos detectaram cada vez mais SNRs em nossa própria galáxia nas últimas décadas — em 1984, havia apenas 174 SNRs galácticos conhecidos, e em 1971, apenas 113 (Downes 1971).
• Nem todo o céu foi varrido com o mesmo grau de detalhe — ainda existem grandes áreas do céu (principalmente no hemisfério celeste sul) esperando para serem varridas com instrumentos mais poderosos (Case & Bhattacharya 1998).

No entanto, o valor de Berkhuijsen é muito mais uma exceção. A maioria das outras estimativas para o número total de SNRs na Galáxia está em torno de 1.000 (por exemplo, Minkowski 1964; Caswell 1970; Li et al. 1991). Leahy & Wu (1989) fornecem uma estimativa para o número total possível de SNRs observáveis por rádio na nossa Galáxia dentro de 50.000 anos-luz da Terra, que é de 485 + 60/f₁, onde f₁ é o fator de completude para observações de SNR dentro de 6.000 anos-luz do Sol (ou seja, se tivemos detectado apenas 75% dos SNRs próximos, então a estimativa é 486 / 0,75 ou 648). Case & Bhattacharya (1996) deram 486 + 42 como um limite superior, enquanto Trushkin (1999) fornece 300-1000 SNRs potencialmente detectáveis na nossa Galáxia.

Os YEC também invocaram o número de SNRs na Grande Nuvem de Magalhães para apoiar suas afirmações. Do artigo de Sarfati:

Não apenas isso, mas as previsões para a galáxia satélite da Via Láctea, a Nuvem de Magalhães Grande, também são consistentes com um universo jovem. A teoria prevê 340 remanescentes de supernova observáveis se a Nuvem de Magalhães Grande tivesse bilhões de anos, e 24 se tivesse 7000 anos. O número de remanescentes de supernova realmente observados na Nuvem de Magalhães Grande é 29.

O número de SNRs observados na Nuvem de Magalhães Grande em 1999 é, na verdade, 37 (Williams et al. 1999), embora mais estejam sendo descobertos o tempo todo — de fato, reconhece-se que, assim como nossa própria galáxia, há muitos mais SNRs ainda por serem descobertos na NMC (Milne et al. 1980; Dickel & Milne 1988; Chu & Kennicutt 1988). A discrepância nas figuras de Sarfati provavelmente pode ser explicada por referências desatualizadas e, portanto, não deve ser levada em conta contra ele.

Contudo, tanto Davies quanto Sarfati cometem um erro mais grave. A estimativa de 340 para o número total de RNS na NMC vem de Mathewson & Clarke (1973). Contudo, Clark & Caswell (1976), Clarke (1976) e Milne et al. (1980) apontam todos problemas graves com a estimativa de Mathewson & Clarke - basicamente, devido a observações melhoradas de RNS na NMC, a estimativa de Mathewson & Clarke não é mais válida. O número verdadeiro de RNS na Nuvem de Magalhães Grande é muito, muito menor.

Agora, Davies leu pelo menos um desses artigos (o artigo de Clark & Caswell), portanto ele deve estar ciente do status da estimativa de Mathewson & Clarke. No entanto, ele usa isso como um dos principais pilares de sua teoria, sabendo que ela está, no mínimo, em sério desacordo. Quando combinado com a citação deliberadamente incorreta do artigo de Clark & Caswell (detalhada na Seção 10.9), a única conclusão lógica é que ou Davies é seriamente incompetente ou ele deliberadamente se propôs a enganar (e Sarfati parece ter copiado cegamente do artigo original de Davies, sem verificar o cálculo original).

10.4 A Idade de Remanescentes de Supernovas

O outro pilar principal do argumento do YEC é a afirmação de que todos os SNRs têm menos de 10.000 anos. Isso pode ser melhor resumido por uma seção do artigo de Sarfati:

De acordo com o modelo dos [Astrônomos], a SNR deveria atingir um diâmetro de cerca de 300 anos-luz após 120.000 anos. Portanto, se nossa galáxia tivesse bilhões de anos, deveríamos ser capazes de observar muitas SNRs desse tamanho. Mas se nossa galáxia tem entre 6.000 e 10.000 anos, nenhuma SNR teria tido tempo para atingir esse tamanho. Assim, o número de SNRs observadas de um tamanho particular é um excelente teste para determinar se a galáxia é antiga ou jovem. De fato, os resultados são consistentes com um universo com milhares de anos, mas constituem um enigma se o universo existiu há bilhões de anos.

Além disso, do artigo Ele Vem...:

...E se você calcular, usando as taxas de expansão observadas e os raios atuais, há quanto tempo ocorreram as explosões de supernovas do tipo shell, todas as datas estão abaixo de 10.000 anos. Enquanto isso, se o universo fosse realmente antigo, esperar-se-ia uma distribuição de idades, variando de apenas alguns anos a mais de um milhão de anos, que é o que calculamos que os restos de supernovas esperados ainda seriam fortes o suficiente para serem detectados pelos atuais radiotelescópios.

Esta alegação é amplamente propagada na literatura do criacionismo da Terra jovem²⁶. No entanto, é completamente falsa. Embora uma maneira de medir a idade das remanescentes de supernovas (SNRs) seja, de fato, observar os raios e a taxa de expansão, e assim calcular a idade, isso só pode ser feito para SNRs mais jovens — não é aplicável a SNRs mais antigas e evoluídas, cujas idades são medidas de maneiras diferentes. De fato, a população de SNRs observadas mostra uma ampla distribuição de idades, desde as mais jovens até as realmente antigas.

Por exemplo, uma das SNRs mais famosas, a celebrada Nebulosa do Véu na constelação de Cígnus, tem aproximadamente 14.000 anos (Levenson et al. 1998). G89.0 + 4.7 tem 19.000 anos (Leahy & Aschenbach 1996); G6.4 - 0.1 tem entre 58.000 e 110.000 anos (Kaspi et al. 1993). O remanescente G69.0 + 2.7 tem pelo menos 77.000 anos (Koo et al. 1990) e G166.2 + 2.5 tem 150.000 anos (Kim et al. 1988). Existem muitos outros remanescentes antigos (Woltjer 1972; Fich 1986; Storey et al. 1992). Duncan et al. (1995) relatam sobre G279.0 + 1.1, que eles estimam poder ter meio milhão de anos (é um remanescente extremamente grande e fraco). E SNRs mais antigos não estão confinados à nossa própria Galáxia. O remanescente SNR 0450-709 na Nuvem de Magalhães Grande, que tem 340 x 245 anos-luz de tamanho, tem centenas de milhares de anos (Jones et al. 1998). E com equipamentos e técnicas de detecção mais novos e aprimorados, os astrônomos estão encontrando cada vez mais SNRs antigos. Até mesmo foi sugerido que a estrutura em grande escala conhecida como Origem Loop é uma SNR antiga em um estágio muito avançado de evolução, e que tem aproximadamente um milhão de anos (Hanbury Brown et al. 1960; Berkhuijsen 1974; Kahn 1976).

Como mencionado anteriormente, com o passar do tempo, uma SNR torna-se mais difícil de detectar, pois aumenta em tamanho e o material no remanescente fica mais fino e espalha-se mais, além de ser distorcido pelo ISM - Davies ignora completamente isso. Os valores tipicamente aceitos por astrônomos para a vida média máxima visível de uma SNR variam de 60.000 anos para mais de 500.000 anos (Cox 1972; Jones 1975; McCray & Kafatos 1987; Leahy & Wu 1989; Dorfi 1994; de Grijs et al. 2000). De Clark (1979):

...dentro de algumas dezenas de milhares de anos, a maioria dos restos estendidos que sobreviveram até a 'borda média' deve se fundir com o meio interestelar e tornar-se irreconhecível.

Provavelmente, dois dos pulsares mais famosos são aqueles dentro da Nebulosa do Caranguejo e do SNR Vela (Lorimer & Ramachandran 1999). Os astrônomos também tentam relacionar outros pulsares com vários SNRs. Como a idade de um pulsar pode geralmente ser calculada com precisão²⁷, se ele puder ser associado a um SNR, então a idade do SNR também pode ser calculada (Furst et al. 1993; Caraveo 1993; Gaensler & Johnson 1995b).

10.5 Remanescentes de Supernovas da Terceira Etapa

Uma das afirmações mais importantes que os YECs fazem é que não há estágios de terceira fase, ou seja, SNRs na fase radiativa. De fato, a simples presença de apenas um SNR de terceira fase destruiria completamente o argumento YEC por um Universo jovem, já que a quantidade de tempo que um SNR leva para atingir essa fase está muito além de qualquer coisa que a escala de tempo YEC permita.

Então, existem realmente SNRs de terceira fase? Foram publicadas dezenas de artigos nas últimas décadas examinando e discutindo SNRs radiativos reais – uma grande conquista considerando que, segundo os YECs, eles não existem de fato! Apesar do que os YECs dizem, os SNRs radiativos de fato existem. Uma breve leitura da literatura relevante revela os seguintes SNRs galácticos que estão na fase radiativa (e há outros):

• G69.0 + 2.7 (Sarfi-Harb & Ogelman 1995).
• G166.2 + 2.5 (Routledge et al. 1986).
• G180.0 - 1.7 (Furst & Reich 1986).
• G189.1 + 3.0 (Oliva et al. 1999).
• G279.0 + 1.1 (Duncan et al. 1995).
• G290.1 - 0.8 (Rosado et al. 1996)²⁸.

G55.0+0.3 é um dos restos de supernova (SNRs) mais fracos conhecidos. Este SNR poderia ser apenas um membro de uma população maior de restos fracos e antigos que atualmente não são detectáveis em frequências de rádio. Se uma fração significativa de SNRs sobreviver por mais de 50.000 anos, imagens adicionais do plano galáctico com alta sensibilidade superficial e alta resolução angular devem revelar mais SNRs antigos.

As estrelas mais massivas (as mais propensas a se tornarem supernovas do Tipo II) são encontradas em aglomerados. Assim, a maioria das supernovas do Tipo II não será a primeira a ocorrer na vizinhança, mas provavelmente ocorrerá em um meio que foi perturbado pela ação de supernovas anteriores (Chu 1997). A vida típica de uma estrela massiva que provavelmente terminará em uma supernova (alguns 10⁶ anos) não é longa o suficiente para que o ISM preencha a cavidade deixada por supernovas anteriores (Jones et al. 1998). Supernovas únicas ou múltiplas (no último caso, na mesma vizinhança geral) podem resultar na formação de uma superbubble, com até centenas de anos-luz de diâmetro ao longo de uma escala de tempo de um a vinte milhões de anos (Heiles 1984; McCray & Kafatos 1987; Oey & Clarke 1997; Ehlerova et al. 2001). Existem muitos exemplos dessas superbubbles tanto na nossa própria Galáxia quanto em outras galáxias (por exemplo, Blades et al. 1980; Fich 1986; Meaburn & Laspias 1991; Hunter 1994; Bomans & Chu 1997; McClure-Griffiths et al. 2000; Bond et al. 2001). De fato, é provável que o Sol esteja localizado em uma delas (Hughes & Routledge 1972). Maciejewski et al. (1996) descrevem uma estrutura que nomearam "Aquila" supershell, que fica a cerca de 8.500 anos-luz da Terra, com um raio de mais de 520 anos-luz, que eles calculam ter cerca de dez milhões de anos de idade, e ser o resultado de 10 a 100 supernovas. Ela contém várias regiões de formação estelar. A propósito, há uma SNR associada a esta estrutura, G34.7 - 0.4, com uma idade calculada de aproximadamente 20.000 anos (Wolszczan et al. 1991; Shelton et al. 1999).

Além disso, a suposição de Davies de que a fase adiabática da evolução de SNR (ou seja, a "segunda etapa") dura sempre 120.000 anos e que a fase radiativa dura sempre 880.000 anos também está completamente errada. Como foi mencionado na Seção 5.1, a evolução de SNRs varia enormemente.

10.6 As Idades das Estrelas

YECs como Davies afirmam que o universo tem cerca de 6-7.000 anos. No entanto, o ciclo de vida das estrelas que se transformam em supernovas é da ordem de algumas dezenas de milhões de anos para estrelas de alta massa (supernovas Tipo II) e pelo menos um bilhão de anos (e geralmente muito, muito mais) para estrelas de baixa massa (supernovas Tipo I). As estrelas mais antigas conhecidas têm aproximadamente 12,5 bilhões de anos (Cayrel et al. 2001; Qian & Wasserburg 2001), o que é consistente com a estimativa mais recente da idade do Universo como um todo, de cerca de 13,5 a 14 bilhões de anos (Lahav 2001; Ferreras et al. 2001).

De fato, as supernovas desempenham um papel importante no nascimento de novas estrelas - quando uma supernova explode perto de uma nuvem de gás molecular, a expansão da frente de choque na nuvem pode:

• acelerar partículas relativísticas
• aquecer e comprimir o gás molecular
• alterar sua química
• produzir mistura turbulenta.

Os aglomerados condensados de gás interestelar criados por este mecanismo acabam eventualmente se tornando novas estrelas (Assousa et al. 1977; Huang & Thaddeus 1986). O exemplo clássico disso acontecer é um grupo de estrelas embutido em uma nebulosa de reflexão a aproximadamente 3.000 anos-luz de distância, na constelação de Canis Major, chamado CMa R1, no qual há duas estrelas muito jovens (Z CMa e HD 53367) que têm a mesma idade (cerca de 300.000 anos) de um anel de gás em expansão que parece ser um SNR (Herbst & Assousa 1977; Shevchenko et al. 1999). Este cenário tem sido contestado por alguns astrônomos, no entanto, pois a identificação do anel de gás como um SNR não está completamente confirmada. Um caso muito mais forte para a formação de estrelas induzida por supernova é o remanescente G349.2 + 0.7, que está interagindo com uma casca maior de gás molecular, que provavelmente é um SNR extremamente antigo (quatro milhões de anos). Esta hipótese é apoiada pela presença de IRAS 17147-3725, um aglomerado de poeira com características similares ao SNR proposto, sendo ionizado por um objeto com características espectrais de uma estrela recém-formada (Reynoso & Mangum 2001)

10.7 Distância a Supernovas e Restos de Supernovas

Como são medidas as distâncias a supernovas e remanescentes de supernovas (SNRs)? Bem, existem vários métodos disponíveis para os astrônomos. Como a quantidade de energia liberada por uma supernova do tipo Ia é conhecida com bastante precisão, muitos astrônomos sugeriram que elas podem ser úteis para medir distâncias no espaço, semelhantes a uma régua cósmica (Riess et al. 1996; Saha 1997; Riess et al. 1998; Perlmutter et al. 1998a; Regnault 2000). No entanto, descobriu-se que nem todas as supernovas do tipo Ia são idênticas e, portanto, nem todas têm o mesmo brilho intrínseco (Cappellaro et al. 1997; Filippenko & Riess 1999; Canal et al. 2000; Hatano et al. 2000; Howell et al. 2001; Howell 2001; Garnavich et al. 2001), e alguns astrônomos contestaram o uso inteiro das supernovas do tipo Ia como velas padrão (Drell et al. 2000), embora outros argumentem que as diferenças envolvidas não são suficientes para descartar seu uso na medição do universo (Gibson & Brook 2000; Gibson & Stetson 2001; Richtler et al. 2001).

A relação Sigma-D (já mencionada na Seção 10.3) pode ser utilizada para determinar a verdadeira luminosidade (e, portanto, a distância) de alguns restos de supernova do tipo casca. As emissões dos filamentos ópticos na frente de choque de um resto de supernova podem ser examinadas para produzir a verdadeira velocidade à qual se movem, e, assim, a distância pode ser determinada. A emissão de raios-X de um resto de supernova na fase Adiabática pode ser medida, e a partir disso, o diâmetro real pode ser determinado, e, assim, a distância. Existem outros métodos também, incluindo a medição do desvio para o vermelho de supernovas distantes, a localização de objetos adjacentes conhecidos cujas distâncias já são conhecidas, e muitos outros. Para uma descrição detalhada desses métodos, veja Green (1984)²⁹. Mesmo que esses métodos não possam nos dar as distâncias exatas — de fato, não conhecemos as distâncias exatas para a maioria dos restos de supernova (de fato, Green (2000) fornece distâncias apenas para um quarto dos restos de supernova galácticos), todos eles nos dizem que, além de alguns próximos à Terra, cada supernova e resto de supernova conhecido está a mais de 7.000 anos-luz de distância. De fato, os astrônomos têm sido capazes de medir diretamente a distância para a SN 1987A via trigonometria. O resultado é de aproximadamente 167.000 + 4.000 anos-luz (Panagia et al. 1991; Panagia 1999)³⁰. Os astrônomos também detectaram recentemente vestígios de supernovas a bilhões de anos-luz de distância (Perlmutter et al. 1998b, Riess et al. 1998, Riess et al. 2000). O fato de ter levado cerca de 167.000 anos para a luz da SN 1987A chegar à Terra invalida qualquer ideia de um Universo com 7.000 anos de idade.

Então, como os YECs respondem a isso? Bem, foi proposto que toda a luz de objetos supostamente distantes não veio desses objetos, mas foi criada por Yahweh no momento da Criação em trânsito – ou seja, esses objetos distantes não existem realmente e são apenas ilusões. Esta é uma extensão do argumento Omphalos (o argumento Omphalos, primeiro exposto em um livro de mesmo nome por Philip Henry Gosse (1857), argumenta que o universo foi criado jovem, mas com a aparência de idade). Omphalos é infalsificável, intestável e totalmente não científico. Além disso, isso relegaria Yahweh ao papel de um enganador cósmico – criando objetos e eventos que observamos (por exemplo, SN 1987A) que não existem realmente. Devido às óbvias dificuldades teológicas deste argumento, muitos YECs o abandonaram (embora muitos não tenham) e proposto hipóteses baseadas em cosmologias alternativas que permitem que a luz viaje bilhões de anos-luz em um curto período de tempo³¹, ou uma velocidade da luz variável. Talvez o principal expoente desta última ideia seja o YEC Barry Setterfield, que postulou que a taxa da velocidade da luz é variável e foi muito maior no passado (logo após a Criação), permitindo assim que os objetos pareçam mais distantes do que realmente são.

Contudo, todas as evidências indicam que a velocidade da luz não mudou dessa maneira (Goldstein et al. 1973; Baum & Florentin-Nielsen 1976; Tubbs & Wolfe 1980; Gruber et al. 1981; Ellis et al. 2000)³². As supernovas mais distantes (e, portanto, as mais antigas) mostram a mesma escala de tempo de decaimento radioativo dos elementos produzidos (levando em conta a dilatação do tempo relativística observada causada pela velocidade da expansão do Universo). Isso confirma que não houve mudanças notáveis nas taxas de decaimento entre então e agora, o que é consistente com a ideia de um Universo antigo, em expansão e de vastas dimensões (Leibundgut et al. 1996; Riess et al. 1997; Pranztos 1998; Filippenko & Riess 1999; Riess et al. 2000; Ellis & Sullivan 2000; Filippenko & Riess 2000; Turner & Riess 2001)³³.

10.8 Referências Desatualizadas

Embora o artigo de Davies tenha sido escrito em 1994, a grande maioria de suas referências é dos anos 1970, com algumas remontando aos anos 1960, e apenas algumas dos anos 1980 e 1990. Aqui estão alguns exemplos:

• Ele usa a estimativa de Mathewson & Clarke de 1973 para o número de SNRs na Nuvem de Magalhães Grande - que foi posteriormente questionada em 1976 e depois mostrada como incorreta em 1980.
• Ele usa a estimativa de Tammann de 1970 para a taxa de ocorrência de supernovas (isto é ligeiramente irrelevante, pois as estimativas mais recentes não são tão diferentes)
• Ele se refere constantemente aos artigos de Illovaisky & Lequeux de 1972, à exclusão de muitos outros artigos mais recentes que atualizaram e corrigiram este artigo.

Para piorar a situação, os artigos de resumo foram escritos ainda mais recentemente (o de Sarfati foi originalmente escrito em 1997), de modo que realmente não há desculpa para que outros repitam os erros de Davies.

10.9 Desfigurar e Parafrasear

Davies cita incorretamente vários astrônomos. Por exemplo, ele cita Cox (1986) como dizendo (em referência a uma suposta falta de SNRs na Grande Nuvem de Magalhães):

O exemplo final é a população SNR da Grande Nuvem de Magalhães. As observações causaram considerável surpresa e perda de confiança.

Contudo, Cox estava discutindo modelos possíveis de evolução de restos de supernova na fase adiabática, e o parágrafo relevante do artigo original é na verdade:

O exemplo final é a população de SNR da Nuvem de Magalhães Grande. As observações (muitas coletadas em Mathewson et al. 1983) causaram considerável surpresa e perda de confiança em modelos simples, como os neste artigo.

O que na verdade diz algo completamente diferente do que Davies afirma que diz. Ele também cita incorretamente Clark & Caswell (1976) duas vezes. A primeira:

Por que o grande número de restos esperados não foi detectado?

é citado por Davies de tal forma a fazer o leitor pensar que sua estimativa do número de SNRs galácticos está correta. Mas no artigo original, isso era uma pergunta retórica, no contexto da discussão da estimativa de 1973 de Mathewson & Clarke de que deveriam existir 340 restos visíveis na Nuvem de Magalhães Maior. Clark & Caswell seguem imediatamente isso dando vários motivos pelo qual a estimativa de 1973 é não confiável (a estimativa de Mathewson & Clarke foi discutida anteriormente, na Seção 10.3). O parágrafo relevante do artigo original é:

Assim, duas anomalias exigem explicação. Por que o grande número de restos esperados não foi detectado? É razoável que E₀/n difira tão significativamente da nossa estimativa para a Via Láctea? Ambas as anomalias são eliminadas se assumirmos que a relação N(D)-D foi estimada incorretamente devido ao pequeno número de restos (4) utilizados.

Como já mencionado na Seção 10.3, a suspeita de Clark & Caswell foi posteriormente provada como correta. Mas Davies ignora totalmente isso. A segunda citação deste artigo que Davies utiliza:

O mistério dos restos de supernovas desaparecidos

é na verdade extraído desta frase no artigo original:

Parece que, com a explicação acima, não há necessidade de postular valores de E_o/n que diferem muito daqueles na Via Láctea, e o mistério dos restos de supernovas ausentes também é resolvido.

As duas citações foram retiradas de contexto e significam algo completamente diferente do que Davies diz que significam. Sarfati usa essas duas citações de uma maneira que, à primeira vista, parece ainda mais desonesta. Ele afirma:

Como dizem os astrônomos evolucionistas Clark e Caswell: 'Por que o grande número de restos esperados não foi detectado?' e esses autores referem-se ao 'mistério dos restos ausentes'.

Embora se possa dizer que isso parece ser uma tentativa deliberada de enganar, é possível que Sarfati seja apenas um mau parafraseador. No entanto, no mínimo, Sarfati é culpado de incompetência e também de não ter verificado as fontes de Davies. Contudo, Davies não pode escapar tão facilmente. A única conclusão lógica a partir da sequência acima de citações incorretas é que Davies parece ser deliberadamente enganoso.

10.10 Conclusão

Vamos resumir brevemente como os criacionistas da Terra jovem (YECs) como Davies e Sarfati estão corretos e incorretos. Primeiro, a seu favor, eles estão corretos em:

• A frequência de ocorrência de supernovas na nossa Galáxia

• O número de SNRs reais e observáveis na nossa Galáxia.
• A duração típica observável da vida dos SNRs.
• As escalas de tempo evolutivas dos SNRs.
• A uniformidade (ou falta dela) das características dos SNRs.
• A presença de SNRs Radiativos.
• A dificuldade de encontrar SNRs.
• A distância até os SNRs.

11. Notas

1. Os espectros de supernovas do Tipo I não contêm linhas de hidrogênio proeminentes, enquanto os espectros de supernovas do Tipo II as contêm.

2. Uma anã branca é a forma minúscula, extremamente pesada e densa de uma estrela próxima ao fim de sua vida. A densidade típica de uma anã branca está na faixa de 10¹⁰ kg m^-3. A matéria em uma anã branca está na forma de um gás degenerado por elétrons, onde os elétrons foram todos removidos de seus átomos originais. O gás neste estado peculiar é quase um condutor perfeito de calor e não obedece às leis ordinárias dos gases. Uma anã branca dessas não possui mais nenhuma fonte de energia e simplesmente esfria para sempre, eventualmente tornando-se uma anã negra — um pedaço frio e morto de matéria pairando no espaço.

3. Nomeado em homenagem ao astrofísico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar, que o calculou pela primeira vez em 1930 como uma maneira de passar o tempo durante uma viagem de barco entediante de 18 dias da Índia para a Inglaterra! É a massa máxima possível e estável para uma anã branca. É igual a 1,44 massas solares - a massa do Sol é aproximadamente 1,9891 x 10³⁰ kg.

4. Para ilustrar as vastas quantidades de energia emitidas por supernovas, nosso Sol tem uma magnitude absoluta (como apareceria se estivesse a 10 parsecs, ou 32,616 anos-luz de distância) de apenas +4,7 - portanto, apareceria ao olho nu como uma estrela fraca, dificilmente visível a olho nu. A magnitude aparente do Sol é -26,8. Mesmo assim, excluindo os neutrinos, a radiação óptica representa apenas 1% da energia total emitida (van den Bergh 1988).

5. O combustível normal das estrelas é o hidrogênio. Ao longo da vida da estrela, este hidrogênio é gradualmente convertido (por meio de reações de fusão termonuclear) em hélio por um processo chamado nucleossíntese. Na nucleossíntese, núcleos atômicos leves (como o hidrogênio) colidem com tanta violência e frequência no interior de alta temperatura e alta densidade da estrela que se fundem em núcleos mais pesados (como o hélio) e liberam vastas quantidades de energia (como em uma bomba H). Em suma, os elementos mais leves "queimam" para formar elementos mais pesados.

6. De acordo com Arnett et al. (1989), para uma estrela de 20 Massas Solares, são necessários aproximadamente dez milhões de anos para completar o estado de queima de hidrogênio. A queima de hélio requer aproximadamente um décimo disso, 950.000 anos. A queima de carbono leva 300 anos, e as queimas de néon e oxigênio levam 180 e 140 dias, respectivamente. A queima de silício é concluída em dois dias. Neste momento, a temperatura no núcleo é de aproximadamente 3,7 x 10⁹ K.

7. A fotodissociação é a decomposição de núcleos por fótons em prótons e nêutrons individuais. Este processo é altamente endotérmico (ou seja, requer mais energia do que gera). Foi identificado pela primeira vez por Willy Fowler e Sir Fred Hoyle na década de 1960. A fotodissociação também pode ocorrer na fase de queima de silício.

8. Para cada 0,1 massa solar de ferro que é desintegrado via fotodesintegração em prótons e nêutrons, a onda de choque perde 1,7 x 10⁵¹ ergs.

9. Uma estrela de nêutrons é uma estrela composta quase inteiramente de nêutrons, com densidade equivalente a um núcleo atômico (Horowitz & Piekarewicz 2001). Tal estrela contém tipicamente a mesma quantidade de matéria que há em nosso Sol, mas compactada em uma esfera de cerca de 10 km de diâmetro. A massa máxima para uma estrela de nêutrons é aproximadamente três massas solares, o chamado limite de Oppenheimer-Volkoff (primeiramente postulado em 1939 por Robert Oppenheimer, famoso pela bomba A, e seu estudante, George Volkoff), e a massa mínima é de cerca de 0,1 massa solar (qualquer estrela de nêutrons mais leve que tentasse se formar se transformaria em uma anã branca pequena, conforme alguns dos nêutrons se converteriam em prótons por um processo chamado decaimento beta). A densidade da matéria em uma estrela de nêutrons é muito maior do que em uma anã branca — cerca de 10¹⁷ kg m^-3.

10. Um pulsar é uma estrela de nêutrons em rotação, com uma massa semelhante à do Sol, mas um diâmetro de apenas cerca de 10 quilómetros. Os pulsos ocorrem porque a estrela de nêutrons está a rotacionar muito rapidamente: um feixe de emissão de rádio produzido por emissão síncrotron de elétrons a mover-se no campo magnético muito forte (cerca de 10⁸ tesla, ou um bilião vezes a intensidade do campo magnético na superfície da Terra) da estrela de nêutrons em rotação varre um observador uma vez por rotação. Os pulsos são muito regulares, à excepção dos ocasionais glitches, e todos os pulsares individuais estão gradualmente a desacelerar à medida que perdem energia de rotação (van der Swaluw & Wu 2001). O intervalo entre pulsos sucessivos varia de 1,558 milissegundos para o pulsar mais rápido conhecido, PSR 1937 + 21 (Xu et al. 2001), a 8,5 segundos para o pulsar mais lento observado (Young et al. 1999). O primeiro pulsar foi descoberto em 1967 por Jocelyn Bell Burnell em Cambridge, Inglaterra. Existem mais de 1300 pulsares conhecidos (Gotthelf et al. 2000; Lorimer 2001), embora muitos mais estejam a ser descobertos constantemente (D'Amico et al. 2000; Edwards et al. 2001; McLaughlin et al. 2001) - o mais famoso sendo o que se encontra no centro da Nebulosa do Caranguejo, que tem um período de rotação de 50 milissegundos (Wang et al. 2001). Embora se tenha pensado há muito tempo que os pulsares são a forma mais comum de estrelas de nêutrons jovens, houve descobertas recentes de outras classes de objetos (Gaensler et al. 2001). Estes incluem: Magnetares - estrelas de nêutrons isoladas jovens com campos magnéticos extremamente altos (Duncan & Thompson 1992; Paczynski 1992), Repetidores de Raios Gama Moles (SGRs), fontes de raios X pulsantes com atividade intensa ocasional de raios gama, mas sem pulsos de rádio detectáveis (Hurley 1999) e Pulsares de Raios X Anómalos, fontes de raios X pulsantes que estão a desacelerar lentamente (Mereghetti 1999). Pode ser o caso que tanto os SGRs como os AXPs sejam tipos de magnetares (Thompson & Duncan 1996; Frail et al. 1997; Vasisht & Gotthelf 1997; Kouveliotou et al. 1998) ou outros pulsares incomuns (Marsden et al. 2001b) - talvez até mesmo algum outro tipo exótico de estrela (Xu et al. 2000). A maioria dos SGRs/AXPs parece estar fisicamente associada a restos de supernovas (Gaensler et al. 2001).

11. Nomeado em homenagem ao astrônomo e físico alemão Karl Schwarzschild, que investigou o conceito no início do século XX. É o raio abaixo do qual a atração gravitacional entre as partículas de um corpo deve causar seu colapso gravitacional irreversível. É igual a 2,95 x (Massa_Corpo/Massa_Sol) quilômetros.

12. Os neutrinos são partículas elementares sem carga elétrica e com massa quase nula, interagindo apenas muito fracamente com a matéria. Como eles praticamente não interagem com a matéria, os neutrinos são muito difíceis de detectar. Em um tipo de detector de neutrinos demonstrado como funcionando com sucesso, detectores em um grande tanque de água (localizado o mais possível abaixo da superfície para bloquear raios cósmicos que interferem no processo de detecção) captam radiação Cherenkov gerada pela interação de elétrons com neutrinos solares. Detectores deste tipo realizaram a primeira observação de neutrinos de uma supernova — os provenientes da SN 1987A — às 7h36 GMT em 23 de fevereiro de 1987 (antes que a luz óptica chegasse à Terra). O detector Kamiokande II, no Japão, registrou 9 neutrinos em 2 segundos, seguidos por mais 3 em 13 segundos; o detector IMB, em Ohio, nos EUA, detectou 8 neutrinos em 6 segundos; e o detector Baksan, na então União Soviética, registrou a chegada de 5 neutrinos em 5 segundos.

13. New Scientist A revista de 18 de setembro de 1999 relatou uma supernova que aparentemente ocorreu em 1320, mas foi estranhamente não observada na época. O satélite de raios-X ROSAT imagemou um remanescente de supernova na constelação de Vela, a apenas 640 anos-luz de distância, e cientistas observaram um pico na concentração de nitratos em Gelo Antártico correspondente ao ano de 1320 - picos similares foram observados em 1572 e 1604, quando supernovas conhecidas ocorreram (Aschenbach 1998; Aschenbach et al. 1999; Robinson 1999; Burgess & Zuber 2000). Recentemente, no entanto, dúvidas foram expressas sobre a datação recente deste SNR, e propôs-se que o SNR é na verdade milhares de anos mais antigo (Mereghetti 2001; Slane et al. 2001).

14. Chin & Huang (1994) & Schaefer (1995, 1996) contestaram a ideia de que se tratava de uma verdadeira supernova, sugerindo em vez disso que era um cometa ou uma nova, ou até mesmo uma combinação de ambos; até mesmo foi sugerido que um halo luminoso de gás ejetado da nebulosa planetária He 2-111 foi o culpado (Webster 1978), mas Trimble & Clark (1985), Strom (1988) e Thorsett (1992) tratam-no como uma verdadeira supernova. Existe uma SNR próxima, mas isso não foi autoritativamente confirmado como estando associado à supernova original; Rosado et al. (1996) afirmaram que a SNR estava muito longe e, portanto, muito antiga, enquanto Smith (1997) encontrou uma distância muito menor, e, portanto, uma idade muito mais jovem para a SNR.

15. Os astrônomos não estão 100% certos de qual resto de supernova é o resultado desta supernova - existem três candidatos, todos localizados na Área da Cauda de Escorpião, embora tanto Green et al. (1988) quanto Reynolds et al. (1994) tenham sugerido o SNR G11.2 - 0.3, e a distância fornecida é de Strom (1994).

16. Esta supernova foi inexplicavelmente ignorada pelos astrônomos na época. Isso foi provavelmente devido à sua magnitude visual fraca, que provavelmente se deveu a nuvens de poeira e gás interestelar obscuros entre nós e ela (Searle 1971) - mas o remanescente de supernova resultante, conhecido como Cassiopeia A (que é o remanescente de supernova mais jovem conhecido), é a fonte de rádio mais forte no céu, exceto o Sol. Seu brilho está diminuindo em cerca de 1-2% por ano (Dickel & Greisen 1979; Raymond 1984).

Na ausência de qualquer observação confirmada, a data exata em que a supernova ocorreu não pode ser conhecida com certeza completa, embora a data fornecida na tabela (1671) seja de Thorstensen et al. (2001). Outras sugestões incluem 1658 (Kamper & van den Bergh 1976b; van den Bergh & Kamper 1983) e 1667 (Kamper & van den Bergh 1976a). Essas datas geralmente foram calculadas medindo o movimento próprio de vários nós de gás ejetado ao longo de várias décadas, permitindo assim determinar a taxa de expansão do remanescente e, a partir disso, extrapolar a data e a posição de convergência.

Em 1680, o famoso astrônomo inglês Sir John Flamsteed observou um objeto de magnitude 6 em Cassiopeia, cuja posição (R.A. 23h 21m 55s; Dec +58^o 32'.3) quase coincide com a de Cassiopeia A (R.A. 23h 21m 11s; Dec +58^o 32'.3). O catálogo de estrelas de 1725 de Flamsteed classificou este objeto como a estrela 3 Cassiopeiae. No entanto, esta estrela não foi vista por ninguém desde Flamsteed e não aparece em mapas modernos - quando Francis Bally estava preparando sua edição corrigida de 1835 do catálogo de Flamsteed, ele notou que 3 Cassiopeiae estava ausente no céu, e ele não conseguiu encontrar nenhuma observação dela nos registros do astrônomo de Greenwich. Especulou-se que este objeto foi, na verdade, a supernova responsável por Cassiopeia A (Ashworth et al. 1980), o que colocaria a data da supernova nos anos 1677-1680. Embora a associação entre os dois seja um pouco especulativa e, de fato, muitos tenham argumentado contra ela (por exemplo, Kamper 1980, Hughes 1980), ainda é considerada uma possibilidade, pois uma data de explosão de cerca de 1680 não é de forma alguma impossível (Thorstensen et al. 2001). pois exigiria apenas uma ligeira desaceleração na taxa de expansão (aproximadamente 1%), como é o caso com o remanescente resultante da supernova de 1592 (Raymond 1984).

17. As supernovas são nomeadas após o ano em que são descobertas e na ordem em que são descobertas; portanto, a SN 1987A foi a primeira supernova observada naquele ano. Se mais de 26 supernovas forem descobertas a cada ano (como tem sido o caso desde meados dos anos oitenta), a 27ª recebe o sufixo "aa". A 28ª é, portanto, "ab". Uma vez que todas as "a"s tenham sido esgotadas, utilizam-se as "b"s, ou seja, "ba", "bb" e assim por diante. A última supernova descoberta em 1999 foi conhecida como SN 1999gv.

18. O facto de a estrela progenitora da SN 1987A ter sido uma supergigante azul (Arnett 1987; Podsiadlowski 1992) foi, na altura, um enigma para os astrónomos - os modelos padrão de evolução estelar indicavam que eram as vermelhas supergigantes que se transformavam em supernovas, embora tivesse sido teorizado anteriormente que as supergigantes azuis eram capazes de explodir como supernovas (Lamb et al. 1976; Brunish & Truran 1982a, 1982b). Hoje sabe-se que, no passado, há cerca de 40.000 anos, a estrela progenitora era, de facto, uma supergigante vermelha, que depois evoluiu para a sua forma pré-supernova de supergigante azul, perdendo massa através do processo de vento estelar (Weiler & Sramek 1988; Woosley et al. 1988; Woosley 1988; Saio et al. 1988a, 1988b; Dar 1997). Acredita-se que esta perda de massa é responsável pelo anel interno (Masai et al. 1988; Luo & McCray 1991; Chevalier & Dwarkadas 1995; Panagia et al. 1996). O que causou os anéis externos ainda é disputado e várias explicações foram propostas para explicar a sua origem (Blondin & Lundqvist 1993; Martin & Arnett 1995; Burderi & King 1995; Burrows et al. 1995; Meyer 1997; Soker 1999). Durante anos, os astrónomos procuraram (sem sucesso) a estrela de nêutrons ou o buraco negro que a teoria previa que se formaria nos restos da SN 1987A (Chevalier 1992; Apparao 1993; Percival et al. 1995). Em 1997, foi finalmente encontrado um candidato a pulsar óptico (Middleditch et al. 1997; Nagataki & Sato 2001). Os detritos da supernova estão atualmente a mover-se para fora a uma taxa de vários milhares de km s^-1 (Jansen & Jakobsen 2001).

19. Embora, de acordo com Dr Fields:

Há evidências fósseis de um par de mini-extinções durante a Era Cenozóica", disse Fields. "Uma ocorreu há cerca de 13 milhões de anos; a outra ocorreu há cerca de 3 milhões de anos. Famílias de animais marinhos perto da base da cadeia alimentar — como o zooplâncton e os equinodermos — foram mais impactadas. O padrão de extinção é consistente com uma redução significativa na fotossíntese marinha.

Hughes e Routledge (1972) e Russell (1979) defenderam a hipótese de que uma supernova próxima foi a causa da extinção dos dinossauros há 65 milhões de anos. Isso ocorreu, é claro, antes da descoberta em 1980 pelo geólogo Walter Alvarez de que um asteroide foi o provável culpado (Alvarez et al. 1980; Russell 1982). No geral, há pouca ou nenhuma evidência direta ligando supernovas próximas a extinções ao longo da história da Terra (van den Bergh 1994).

20. A Bolha Local é uma região quente e de baixa densidade (em comparação com suas vizinhanças) do espaço interestelar, na qual o Sol e algumas outras estrelas próximas estão situadas. A localização precisa do Sol está em uma pequena condensação irregular, ou nuvem, dentro da bolha. A bolha tem várias centenas de anos-luz de diâmetro (Frisch 1998, 2000).

21. Diferentemente dos criacionistas da Terra jovem (YEC), Ross aceita o Big Bang e a antiguidade do Universo e da Terra (ele era um astrofísico antes de se dedicar à teologia), mas aceita amplamente as visões dos YEC sobre a validade da Teoria da Evolução e as origens da Humanidade.

22. Para os cálculos exatos, consulte este post no grupo de notícias talk.origins de Sverker Johansson, de 18 de dezembro de 2000.

23. Explosões de raios gama são os eventos mais energéticos conhecidos no Universo (aparte, é claro, do Big Bang). Uma explosão de raios gama (GRB) assume a forma de uma rajada ocasional de raios gama vinda de uma direção aparentemente aleatória no espaço (Fishman 1995), durando períodos variados, desde uma fração de segundo até vários minutos. Elas foram inicialmente descobertas por acidente. No final dos anos 1960, Ray Klebesadel, do Laboratório de Los Alamos, nos EUA, trabalhava em um projeto para monitorar o cumprimento de um tratado de proibição de testes nucleares usando uma série de satélites militares dos EUA designados "Vela". Durante 1969, ele estava revisando dados de raios gama registrados em 2 de julho de 1967 quando notou um pico incomum. Nos três anos seguintes, até julho de 1972, foram registrados cerca de 16 rajadas de raios gama (Klebesadel, Strong & Olson 1973). Inicialmente, as GRBs, das quais milhares foram observadas (Lu 2000), foram consideradas como tendo origem no Sistema Solar ou na região local da nossa própria Galáxia, mas não foi até 1991 que instrumentos a bordo do Observatório de Raios Gama Compton em órbita confirmaram que elas eram de origem extragaláctica (Burrows 2000). Em 28 de fevereiro de 1997, um satélite chamado BeppoSAX detectou com sucesso um resplendor óptico de uma GRB. Nos últimos anos, os astrônomos detectaram com sucesso muitos desses resplendores ópticos – tipicamente, eles têm magnitude visual na faixa de 18 a 20 (Jha et al. 2001). Estima-se que possam ocorrer até 1.000 GRBs por ano (Cheng & Lu 2001). A propósito, a quantidade de energia liberada em uma GRB é tal que, se uma ocorresse a uma distância de 1.500 anos-luz, a Terra seria banhada por uma quantidade de energia aproximadamente equivalente a 10.000 megatons de TNT (aproximadamente equivalente ao estoque mundial de armas nucleares)! Isso destruiria essencialmente a camada de ozônio, que, embora não ameace a existência da civilização humana, teria efeitos colaterais massivos no ambiente (Thorsett 1995).

24. Davies escreveu dois outros artigos sobre como vários aspectos da astronomia apoiam um Universo jovem. Ambos esses artigos foram desmascarados e mostram um padrão de citação incorreta e ignorância deliberada de dados conflitantes. Um artigo é sobre a população de anãs vermelhas em aglomerados globulares (artigo original e refutação) e o outro é sobre a Idade do Sol (artigo original e refutação).

25. As alegações de Davies também são encontradas em uma ampla gama de literatura YEC — por exemplo, o "Creation Science FAQ" de Darren Gordon e o "The Current State of Creationist Astronomy" de Danny Faulkner.

26. Por exemplo, em um artigo intitulado " O Universo não tem bilhões de anos?" pelo bem-conhecido YEC Walt Brown. Seu artigo contém a afirmação completamente falsa:

...Além disso, todos os restos de supernovas que vemos na nossa galáxia parecem ter menos de 10.000 anos. Isso é baseado no padrão de decaimento bem estabelecido da intensidade da luz de uma supernova na faixa de frequência de ondas de rádio. [Keith Davies, comunicação pessoal.]

27. No entanto, recentemente, algumas dúvidas foram expressas sobre as técnicas utilizadas para medir as idades dos pulsares. Em um artigo recente na Nature, os astrônomos Bryan Gaensler e Dale Frail reexaminaram o pulsar PSR B1757 - 24, que está associado ao resto de supernova G5.4 - 1.2, e que anteriormente era considerado ter uma idade de 16.000 anos (Manchester et al. 1991; Lyne et al. 1996). No entanto, eles recalcularam o movimento próprio do pulsar e descobriram que, se ele estiver associado ao resto, então ele deve ter pelo menos 39.000 anos de idade, e mais provavelmente 170.000 anos de idade. Se Gaensler e Frail estiverem corretos, então isso é más notícias para os criacionistas da Terra jovem (YECs), no sentido de que significa que as idades dos pulsares, e, portanto, seus restos de supernova associados, estão sendo seriamente subestimadas (Gaensler & Frail 2000; Marsden et al. 2001a; Gvaramadze 2001b). Mesmo com a datação convencional, a maioria dos pulsares é muito antiga (Kijak 2001), com uma vida típica de cerca de 10 milhões de anos (McLaughlin et al. 2001).

28. Gaensler e Frail argumentaram que G5.4 - 1.2, com a datação revisada de PSR B1757 - 24, está, portanto, na fase radiativa (Gaensler & Frail 2000).

29. Green (1984) é muito cético quanto ao uso da relação Sigma-D para medir distâncias até SNRs.

30. Os detalhes mecânicos exatos de como a distância até a SN 1987A foi medida são explicados em um artigo abrangente de Todd S Green.

31. A cosmologia alternativa que teve maior aceitação nos círculos de Criação da Terra Jovem (YEC) é a do físico nuclear americano Dr. Russell Humphreys, publicada em 1994 no livro "Starlight and Time". Ela foi desmascarada em múltiplas ocasiões por muitos astrônomos e cosmólogos. Ironia das ironias, na vanguarda desse esforço está Hugh Ross, que declarou o livro "irremediavelmente falho" e que o próprio livro "exibe mal-entendidos profundos sobre a teoria da relatividade e a cosmologia".

32. A alegação de Setterfield foi demonstrada ter sido baseada em uma análise estatística falha das medições da velocidade da luz nos últimos trezentos anos, e de fato foi rejeitada por alguns criacionistas da Terra jovem.

33. Mais informações sobre isso podem ser encontradas no site de Dave Matson. A propósito, o astrônomo americano Halton Arp hipotetou em muitos artigos nas últimas décadas que o desvio para o vermelho não é realmente uma função da velocidade de recessão devido à expansão do Universo - que galáxias de baixo desvio para o vermelho e quasares de alto desvio para o vermelho, que aparecem próximos uns dos outros quando vistos da Terra, estão fisicamente conectados por pontes gasosas, o que é obviamente impossível se os quasares estiverem bilhões de anos-luz mais longe. No entanto, demonstrou-se que as pontes de Arp são quase certamente nada mais do que artefatos fotográficos ou anomalias estatísticas (por exemplo, Sharp 1985, 1986; Newman & Terzian 1995; Wehrle et al. 1997; Hardcastle et al. 1998; Crawford et al. 1999; Hardcastle 2000).

12. Referências

12.1 Livros

Os seguintes livros foram utilizados na preparação deste FAQ. O livro Introductory Astronomy & Astrophysics (4ª Edição) de Zelik & Gregory é um bom livro-texto para pessoas que desejam aprofundar os aspectos mais detalhados da astrofísica. Ele contém algumas equações, por isso seria útil ter uma base razoável em matemática e física.

1. Bradley W. Carroll & Dale A. Ostlie, "Introdução à Astrofísica Moderna", Addison-Wesley Publishing Company 1996, ISBN 0-201-54730-9.
2. David H. Clark, "Superestrelas: Explosões Estelares moldam o Destino do Universo", J.M. Dent & Sons Ltd 1979, ISBN-0-460-04384-6.
3. Ken Croswell, "Alquimia dos Céus", Doubleday 1996, ISBN 0-385-47214-5.
4. John Gribbin, "Companheiro do Cosmos", Little Brown Company 1996, ISBN 0-316-32835-9.
5. Michael Hoskin (Editor), "A História Concisa de Cambridge da Astronomia", Cambridge University Press 1999, ISBN 0-521-57291-6.
6. David H. Levy, "Observando Estrelas Variáveis: Um Guia para Iniciantes", Cambridge University Press 1998, ISBN 0-521-62755-9.
7. Dina Prialnik, "Introdução à Teoria da Estrutura e Evolução Estelar", Cambridge University Press 2000, ISBN 0-521-65937-X.
8. Christopher Walker (Editor), "Astronomia Antes do Telescópio", British Museum Press 1996, ISBN 0-312-15407-0.
9. Michael Zelik & Stephen A. Gregory, "Astronomia e Astrofísica Introductória (4ª Edição)", Saunders College Publishing 1998, ISBN 0-030-06228-4.

12.2 Artigos Técnicos

A grande maioria destes está disponível online, seja no Los Alamos E-Print Archive (LANL), ou no NASA Astrophysics Data System (ADS). Os artigos do LANL estão em formato Adobe Acrobat ou Postscript, e os artigos do ADS estão em formato GIF. Artigos de qualquer outro lugar na Internet são indicados por WWW.

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13. Créditos

Agradecimentos a Grant Bazan, John Boggan, Bobby Byrant, Robert Carroll, Dave Chapman, Sarah Clarke, Mike Dworetsky, Manny Edwards, Bryan Gaensler, Dave Green, George Greene, Todd Greene, Martin Hardcastle, Richard Harter, Mike Hopkins, Mark Issak, Sverker Johansson, Joseph Lazio, Andrew MacRae, Bill McHale, Kevin O'Brien, Marshall Perrin, Phil Plait, Ezra Poetker, Michael Richmond, Matt Silberstein, Michael Thorsley e Stuart Weinstein pelas informações, e também por revisarem e comentarem versões preliminares deste FAQ. Este artigo não teria sido possível sem o uso dos Serviços Bibliográficos do Astrophysics Data System da NASA.