ANTIMATÉRIA | Astrum Ad Somnum | Astrum Brasil Podcast | Episódio 41

Dê uma olhada ao seu redor. Tudo o que você vê, desde a pele da sua mão até a tela em que está assistindo a este vídeo, é uma combinação diferente dos mesmos três blocos de construção da matéria. Prótons, nêutrons e elétrons.

Agora vamos olhar um pouco mais longe, digamos para Marte, ou para a galáxia de Andrômeda, ou até mesmo para a metade do universo observável, e ainda assim, a matéria feita de prótons, nêutrons e elétrons, até onde a vista alcança.

A princípio, isso não pode parecer tão surpreendente. Mas, pela primeira vez, o mistério aqui não é que vimos algo que não podemos explicar, mas sim que não vimos algo que esperávamos. Um universo totalmente abundante em antimatéria. Vamos esclarecer uma coisa primeiro. Embora possa parecer algo saído da ficção científica, a antimatéria é bem real.

Ela constitui uma parte crítica do modelo padrão da física de partículas, e partículas de antimatéria foram observadas em experimentos que remontam a quase um século. A primeira detecção de antimatéria remonta a um experimento de 1932, conduzido por Carl Anderson na Caltech, usando uma câmera de nuvens imersa em um campo magnético.

Quando partículas carregadas do espaço sideral, amplamente chamadas de raios cósmicos, interceptam a órbita da Terra e voam através desta câmara, o campo magnético curva seus caminhos de acordo com a carga e a massa de cada partícula, e as nuvens mostram uma impressão visível de suas resultantes trajetórias.

Anderson esperava que esse experimento ajudasse a determinar que tipos de partículas estavam fluindo do cosmos para a Terra, e ele pode ter encontrado um pouco mais do que esperava. O que Anderson viu foi que esses raios cósmicos incluíam partículas com carga positiva e negativa. As massas das partículas carregadas negativamente se alinhavam exatamente com a massa conhecida de um elétron.

Mas algumas das partículas carregadas positivamente eram leves demais para serem prótons. Em vez disso, elas pareciam também ter a massa de um elétron, apesar de terem carga oposta. Então, essas partículas nunca antes vistas passaram a ser conhecidas como antielétrons, ou mais tarde chamadas de pósitrons. Em 1936, Anderson ganharia o Prêmio Nobel de Física por esta descoberta.

Enquanto isso, um físico britânico, que também estava destinado a ganhar um Nobel, vinha desenvolvendo uma descrição dos elétrons que se encaixaria perfeitamente na estrutura da teoria quântica de Campos. Seu nome era Paul Dirac.

Em 1928, Dirac percebeu que, para descrever os elétrons como campos quânticos de uma forma que fosse fisicamente consistente com a relatividade especial, eles tinham que fazer parte de uma estrutura matemática maior, mais tarde conhecida como Spinnod e Dirac, que inevitavelmente deu origem a versões com carga positiva e negativa da mesma partícula.

Dessa forma, Dirac previu a existência de pósitrons antes mesmo de Anderson construir a Câmara de Nuvens, que os detectaria quatro anos depois. O que é ainda mais incrível é que os elétrons não são a única partícula fundamental, que vem em um pacote dois em um do espinômetro de Dirac. Outras partículas de matéria, como os quarks que compõem os prótons e nêutrons, cada uma tem suas próprias contrapartes anti-quark.

Esses antiquarques podem se unir para formar antiprótons e antineutrons, que podem então se ligar a pósitrons para formar antiátomos e antimoléculas. Você poderia ter um planeta inteiro de antimatéria, e visto de fora, seria bastante semelhante a um planeta comum feito de matéria comum.

Mas se a antimatéria fosse muito semelhante à matéria, se a única diferença fosse o sinal de sua carga, então seria impossível explicar porque nosso universo contém tanto de um e tão pouco do outro. Esse mistério cósmico conhecido como a simetria bariônica do universo enviou os físicos em uma busca de décadas para tentar encontrar o máximo de diferenças possível entre matéria e antimatéria.

Essa busca continua até hoje, e liderada por colisores de partículas no CERN, que são capazes de produzir, capturar e estudar tanto pósitrons quanto antiprótons. Mas antes de falarmos sobre esses experimentos, vamos tentar resumir o que já sabemos sobre as propriedades da antimatéria.

Ao estudar antipartículas isoladamente, experimentos confirmaram com precisão cada vez maior que suas propriedades intrínsecas, ou seja, suas massas, são exatamente as mesmas das partículas comuns.

e ao estudar como as antipartículas são afetadas por forças eletromagnéticas, os experimentos descobriram novamente que elas se comportam exatamente da mesma maneira que as partículas comuns, exceto com a carga elétrica oposta, assim como Anderson observou em sua câmara de nuvens. Mas o eletromagnetismo é apenas uma das quatro forças fundamentais da natureza, ao lado da gravidade e da força nuclear fraca e forte.

E à medida que os físicos começaram a compreender melhor a força nuclear fraca nas décadas de 1950 e 1960, eles perceberam que partículas e antipartículas são, na verdade, afetadas por ela de maneira bastante diferente. A primeira surpresa foi que as partículas comuns só poderiam sentir a força fraca se fossem canhotas, e as antipartículas só poderiam senti-las se fossem destras.

O conceito de lateralidade, ou quiralidade, é sutil e difícil de conceituar para partículas com massa. Mas uma analogia simples pode ser traçada com a helicidade de uma partícula, que descreve se uma partícula tem spin para cima ou para baixo ao longo de sua direção de movimento. Nessa analogia, uma partícula com spin para cima é chamada de destra, enquanto uma partícula com spin para baixo é chamada de canhota.

A segunda e ainda mais inquietante surpresa foi que as partículas destras experimentaram uma intensidade diferente da força fraca, em comparação com as partículas comuns canhotas. Na prática, isso significa que as probabilidades quânticas de decaimento radioativo em núcleos comuns são um pouco diferentes das probabilidades dos processos de decaimento análogos em antinúcleos.

Essa simetria fundamental entre partículas e antipartículas foi observada pela primeira vez em um experimento de 1963, conduzido por James Cronin e Val Fitch, da Universidade de Princeton, que receberiam um prêmio Nobel por sua descoberta. Quando essa simetria foi descoberta, havia alguma esperança de que ela explicaria a simetria bariônica do universo.

Talvez essas diferenças na força fraca tenham sido responsáveis pela abundância de matéria e pela total falta de antimatéria ao nosso redor. Mas a matemática não funcionou muito bem. Simplesmente não havia diferença suficiente entre a intensidade da força fraca atuante sobre partículas e antipartículas. Foi quando os físicos começaram a voltar sua atenção para a força nuclear forte.

Os modelos teóricos previram que, assim como na interação fraca, deveria haver algumas diferenças em como as partículas canhotas e as antipartículas destras sentem a força forte. Mas a antimatéria continua nos surpreendendo. Todos os experimentos até agora sugerem que a força forte trata partículas e antipartículas da mesma forma.

Isso nos leva à última das quatro forças fundamentais e ao tema dos experimentos em andamento hoje no CERN, a gravidade. Honestamente, sugerir que a gravidade pode tratar a matéria e a antimatéria de maneira diferente é um tiro no escuro. Pense na popular lenda de Galileu jogando pedras de diferentes tamanhos e materiais na torre de Pisa.

Todas caíram na mesma taxa porque a aceleração gravitacional da Terra é de 9,8 metros por segundo ao quadrado, independentemente de qual objeto está caindo. É claro que o experimento funciona ainda melhor em uma câmara de vácuo, onde a resistência do ar é retirada da equação.

Newton expandiu essa ideia e mostrou no século XVII que sua aceleração gravitacional em qualquer lugar do espaço depende apenas da massa do objeto que puxa você e da sua distância dele, mas não em nenhuma de suas propriedades únicas, nem mesmo em sua própria massa. Este famoso resultado, conhecido como o princípio da equivalência, é a base da teoria da relatividade geral de Einstein, nosso modelo de gravidade mais preciso e bem-sucedido até o momento. Legenda por Sônia Ruberti

Com isso em mente, a física ainda é uma ciência experimental em sua essência, e não podemos saber com certeza se a matéria e a antimatéria obedecem as mesmas leis da gravidade, a menos que verifiquemos por nós mesmos.

Os físicos do CERN decidiram fazer exatamente isso, motivados não apenas pela simetria bariônica do universo, mas também por alguns artigos especulativos que sugerem que os mistérios cosmológicos da matéria escura e da energia escura poderiam ser mais facilmente explicados se a antimatéria tivesse uma carga gravitacional negativa, ou, dito de forma mais simples, se a antimatéria caísse para cima em vez de para baixo.

Existem vários experimentos em andamento no CERN para testar as propriedades gravitacionais da antimatéria, incluindo a Aedes, Gibar e Alpha. Hoje vamos nos concentrar especificamente em um experimento importante do Grupo Alpha que foi publicado na revista Nature em setembro passado. Após décadas de suposições, esse experimento nos trouxe dados do mundo real sobre a aceleração gravitacional da antimatéria na superfície da Terra.

Mas antes de mostrarmos os resultados, vamos parar um momento para avaliar o quão intrincadamente esse experimento foi projetado para isolar e medir os efeitos da gravidade. A primeira etapa do experimento é garantir um feixe de vários milhões de pósitrons por segundo, emitido a partir de um isótopo radioativo de sódio.

A maioria desses pósitrons acaba colidindo com matéria comum no experimento, causando explosões em miniatura nas quais pósitrons e elétrons se aniquilam e liberam uma pequena explosão de energia na forma de luz. Mas uma pequena fração dos pósitrons sobrevive à medida que são guiados pelo aparato experimental, onde são resfriados por gases de baixa pressão e presos por campos elétricos e magnéticos.

Mas observar os efeitos da gravidade nesses pósitrons seria quase impossível. Suas massas são tão pequenas que a minúscula força da gravidade é sentida por cada partícula. É ofuscada até mesmo pelas menores flutuações nos campos eletromagnéticos secundantes.

É por isso que essa coleção de pósitrons é fundida com um recipiente separado de antiprótons, onde eles se ligam e formam átomos de anti-hidrogênio neutros, que são muito menos responsivos a campos eletromagnéticos dispersos. E de onde vieram os antiprótons? Basta dizer que eles foram produzidos disparando prótons comuns em um bloco de metal de forma muito, muito rápida. Sim, a física é incrível assim.

Depois que os átomos de anti-hidrogênio são criados, eles se comportam como minúsculos e fracos rimas que podem permanecer presos por um arranjo complicado de campos magnéticos externos. Mas agora, essa interação magnética é fraca o suficiente para não superar os efeitos gravitacionais que estamos tentando medir. A câmara que contém esses átomos de anti-hidrogênio é quase um vácuo.

Existem apenas cerca de 200 mil átomos de gás comum por centímetro cúbico, em comparação com uma densidade atmosférica típica de 20 quintilhões de átomos por centímetro cúbico. Nessas condições, os átomos de anti-hidrogênio presos quase nunca colidem ou se aniquilam com átomos de matéria comum. Em vez disso, de certa forma, eles podem flutuar pela câmera por minutos ou mais.

Mas, à medida que os campos magnéticos usados para prender verticalmente os átomos de anti-hidrogênio são enfraquecidos, essa flutuação aleatória eventualmente permite que os átomos de anti-hidrogênio escapem pela parte superior ou inferior da câmara, onde eles podem colidir com uma parede do aparelho, aniquilar alguns átomos comuns e liberar uma pequena explosão de luz. No experimento alfa, isso acontece ao longo de cerca de 20 segundos.

A teoria por trás do experimento é que, se a gravidade realmente puxa a antimatéria para baixo, mais átomos de anti-hidrogênio escapam pela parte inferior do que pela parte superior. Quanto maior for a ação gravitacional, mais átomos escapam pelo fundo.

As simulações realizadas pela equipe alfa mostraram que, sob a atração gravitacional normal, cerca de 85% dos átomos de anti-hidrogênio deveriam escapar pelo fundo, enquanto apenas 20% deles escapariam pelo fundo se a gravidade puxasse a antimatéria para cima.

Se não houvesse nenhuma força gravitacional, as simulações mostrava uma distribuição mais uniforme de 55% de escape pelo fundo, provavelmente apenas diferendo de 50% devido a assimetrias no próprio aparato experimental. Mas o que o experimento real descobriu? Bem, cerca de 75% dos átomos de anti-hidrogênio escaparam pelo fundo da câmara, mostrando uma clara preferência pela gravidade que puxa para baixo.

A equipe Alpha repetiu esse experimento para coletar uma variedade de pontos de dados que contam uma história mais completa. Eles refizeram o procedimento sob vários níveis de polarização do campo magnético, que aplicavam forças magnéticas externas para cima ou para baixo nos átomos de anti-hidrogênio.

Uma tendência de menos 1g significa que apenas força magnética suficiente é aplicada para neutralizar a gravidade normal, enquanto uma tendência de mais 1g significa que 1g extra de força magnética é aplicado para empurrar os átomos de antihidrogênio para baixo e assim por diante.

A equipe fez previsões por meio de simulações para cada tendência e para várias interações gravitacionais possíveis que representam a simulação normal, onde a gravidade puxa a antimatéria para baixo. Mas como os dados ficam um pouco abaixo dessa curva, a aceleração gravitacional mais adequada foi de apenas 0,75 G, 3 quartos da força da gravidade agindo sobre a matéria comum.

Isso significa que a gravidade afeta a matéria e as partículas de antimatéria de maneira diferente? Não necessariamente. Vamos dar uma olhada rápida nas barras de erro. Elas indicam que há duas fontes principais de incerteza nos resultados, incluindo uma incerteza no viés aplicado, possíveis erros de alinhamento e outras incertezas sistemáticas e estatísticas.

Ao levar em conta essas incertezas, a aceleração gravitacional mais adequada é, na verdade, relatada como esse número. Isso significa que um g completo de aceleração gravitacional ainda é bastante consistente com os dados coletados. Experimentos futuros serão capazes de determinar com mais precisão a força com que a gravidade atua sobre a antimatéria.

Mas já podemos descartar teorias especulativas que dependem da antimatéria caindo para cima em vez de para baixo. No final, apesar de quão estranho e atrasado seja o mundo da antimatéria, parece que apenas a força fraca realmente se aplica de maneira diferente às partículas e antipartículas. Mas explicar a simetria bariônica do universo exigiria diferenças muito mais drásticas entre as duas.

Portanto, os cientistas ainda não deram por finalizadas as buscas. Poderia haver novas forças e partículas que interagissem de forma ainda mais estranha com a antimatéria? Ou você estaria disposto a aceitar que ter muito mais matéria do que antimatéria ao nosso redor é uma mera coincidência?

A 800 anos-luz de distância, há uma fábrica invisível de antimatéria, produzindo pós-itrons de alta energia. Pequenas partículas de antimatéria que fluem pelo cosmos e colidem com o nosso planeta. Durante grande parte da história, não sabíamos da existência dessa estranha fonte.

A maioria dos pós-itrons que nos bombardeiam passou completamente despercebida, sendo absorvidos pela atmosfera do nosso planeta. Só os notamos quando começamos a observar além dos limites do nosso planeta.

Em 2011, o espectrômetro magnético alfa da NASA foi ligado, um detector de partículas de última geração a cerca de 320 quilômetros de altitude, a bordo da Estação Espacial Internacional. O que ele encontrou? Você adivinhou. Positrons. A presença dessas partículas subatômicas era esperada, mas não na quantidade que estavam encontrando.

O volume de pósitrons detectados era tão grande que as fontes usuais, como o decaimento radioativo natural e os raios cósmicos, não ofereciam mais uma explicação suficiente. Então, de onde eles vinham? Só recentemente conseguimos rastrear o culpado por essa chuva cósmica de antimatéria, e tudo se resume a outra descoberta de alta energia.

uma estranha névoa de raios gama chamada Geminha, identificada pela primeira vez na década de 1970. O que é essa misteriosa fonte de radiação gama? E o que ela tem a ver com a abundância em comum de pósitrons de alta energia que atingem nosso planeta?

Em nosso céu noturno, aninhado na constelação de gêmeos no hemisfério celeste norte, há algo peculiar acontecendo. Em 1972, o pequeno satélite astronômico 2 da NASA, ou SAS-2, identificou uma fonte desconhecida de radiação gama. Mas com a tecnologia disponível na época, o melhor que pôde fazer foi rastrear sua origem até essa região mais ampla da nossa Via Láctea.

Assim, a fonte final da radiação permaneceu oculta entre as estrelas por décadas. No entanto, recebeu o nome, Geminga, cunhado em 1976 pelo físico italiano Giovanni Bignami, que dedicaria sua carreira a estudá-la. É um jogo de palavras, uma combinação de gêmenes, a região onde está localizada, e gamma, o tipo de radiação que emite.

Géminga também é um trocadilho no dialeto milanês de Binhame, que significa não está lá, um nome apropriado para uma névoa de raios gama de origem desconhecida.

Foi somente em 1983 que Binhame e sua equipe finalmente tiveram sua grande chance. Eles conseguiram identificar um sinal fraco de raio-x de Jeminga usando o satélite de raio-x Einstein. Isso significava que, embora sua posição exata permanecesse desconhecida, eles podiam restringir sua área de busca e estavam se aproximando da descoberta do esconderijo de Jeminga.

Mas isso não respondia à grande questão. O que era, afinal? Já que os astrônomos ainda só podiam oferecer palpites vagos sobre a verdadeira natureza da fonte.

Isso até 1991, quando tiveram outro golpe de sorte. Duas missões distintas identificaram radiação vinda de Jeminga, e não eram sinais constantes, mas pulsos. A primeira dessas descobertas foi feita com um telescópio de raio-x construído na Alemanha, conhecido como Rosat, abreviação da palavra alemã para raio-x.

O Rosat foi o primeiro a identificar pulsos no sinal de raios-x provenientes de Jeminga. E logo depois, eles também foram confirmados nos comprimentos de onda gama pelo Telescópio Experimental de Raios Gama Energéticos, ou EGRET, um telescópio a bordo do satélite do Observatório de Raios Gama Compton da NASA.

Essas observações complementares não apenas demonstraram que os raios-x e os raios-gama vinham de Jeminga, mas, pela primeira vez, revelaram o que era Jeminga. Com um período de 0,237 segundos, piscando enquanto girava em torno de seu eixo a pouco mais de 4 Hz, ou 4 vezes por segundo, Jeminga se comportou como um pulsar.

Um pulsar é um tipo de estrela de nêutrons que gira rapidamente, emitindo feixes de radiação que varrem o espaço como um farol cósmico. De toda a galáxia, a maioria dos pulsares parece emitir ondas de rádio, de algumas vezes por minuto até 700 vezes por segundo. E naquele ponto, no início dos anos 90, eles eram incrivelmente raros.

Antes do Rosat e do Egret, apenas dois outros pulsares de raios-gama de alta energia haviam sido identificados. Os pulsares de Caranguejo e de Vela. E estes eram diferentes de Jeminga em alguns aspectos importantes.

Primeiro, além dos raios gama, ambos os pulsares também produziam ondas de rádio, e, portanto, eram visíveis usando radiotelescópios. Portanto, se Jeminga fosse um pulsar, seria a primeira descoberta de um que aparentemente era silencioso em termos de rádio, emitindo radiação o suficiente apenas para ser visto nos comprimentos de onda gama e raios-x.

E segundo, os pulsares de caranguejo e de vela são cercados por suas respectivas nebulosas, vestígios de quando foram criadas a partir de explosões de supernovas. Mas a nebulosa de Jeminga era notável por sua ausência. Então, por que Jeminga, essa poderosa fonte de raios gama, é tão boa em se esconder de nossos radiotelescópios?

Onde fica a sua nebulosa? Ou poderia ser um tipo de objeto completamente diferente? Bem, a resposta à primeira pergunta é, em parte, porque não estávamos ouvindo corretamente, devido às limitações da tecnologia disponível, e devido à nossa compreensão das emissões de rádio desses remanescentes estelares.

Embora os pulsares de rádio possam emitir ondas de rádio em uma ampla largura de banda, de até 17 MHz até acima de 87 GHz, cerca de metade do espectro de rádio, nem todas essas frequências viajam bem pelo espaço.

Embora saibamos desde a década de 1970 que os pulsares de rádio frequentemente atingem picos entre 100 e 200 MHz, onde são intrinsecamente mais brilhantes, fatores como o meio interestelar, a temperatura de fundo do céu e os efeitos da ionosfera significam que frequências mais baixas são atenuadas à medida que atravessam o espaço, resultando em sinais muito fracos e mais difíceis de detectar. Música

Como esses sinais de rádio são tão fracos, a maioria dos radiotelescópios não os procurava, em vez disso, limitando-se a procurar sinais entre 430 e 1600 MHz.

Isso teria sido aceitável se Giminga tivesse se comportado como esperado para um de seu tipo. Como isso não aconteceu, os cientistas só perceberam em 1997 o que estava acontecendo. Três observações independentes do Observatório de Radiossonomia de Puccino foram capazes de identificar pulsos extremamente fracos de Giminga usando uma antena de trânsito sensível.

Os pulsos de rádio fracos atingiram cerca de 100 MHz, o que explica por que as buscas anteriores por Jeminga resultaram em silêncio de rádio. Acontece que Jeminga não estava realmente se escondendo. E estava nos enviando sinais. Nós simplesmente não estávamos ouvindo corretamente.

No mesmo ano, a equipe liderada pelo falecido astrônomo Janos Yu teorizou que outro motivo para a geminga parecer silenciosa em termos de rádio pode ser seu campo magnético. Modelos mostraram que as ondas de rádio podem ser absorvidas ou refratadas dentro da magnetosfera do pulsar, deixando detectáveis apenas pulsos fracos em torno de 100 MHz.

E isso efetivamente o deixaria inativo nas bandas de rádio mais altas, usadas pela maioria dos telescópios.

Confirmar que Jeminga era um pulsar, e especificamente um pulsar de raios gamma, foi um grande efeito. Na verdade, 99% de sua emissão está na faixa gamma, tornando uma das fontes de raios gamma mais brilhantes de toda a nossa galáxia. É como se constata, tudo o que restou depois que uma estrela, várias vezes mais massiva que o nosso Sol, explodiu há cerca de 350 mil anos.

Mas seu relativo silêncio de rádio e a aparente ausência de uma nebulosa não eram as únicas coisas em comum sobre este pulsar.

quando astrofísicos italianos, incluindo Binhame, quem deu o nome a Geminga, compararam uma série de observações do telescópio de 3,6 metros do Observatório Europeu do Sul e do Telescópio de Nova Tecnologia com observações do Telescópio Canadá-França-Havaí descobriram que Geminga estava se movendo. Além disso, estava viajando a uma velocidade anormalmente alta de cerca de 0,2 segundos de arco por ano.

Como lembrete, um segundo de arco é uma unidade muito pequena de medida angular, usada quando precisamos de medições mais precisas do que um grau permitiria. Dentro de cada grau de arco, há 60 minutos de arco. E dentro de cada minuto de arco, há 60 segundos de arco. Esses segundos de arco são uma unidade comum usada em astronomia para descrever o movimento de objetos no céu da nossa perspectiva na Terra.

Se você desenhasse um círculo ao redor da órbita da Lua ao redor da Terra, haveria 360 graus ao redor desse caminho circular. Portanto, a qualquer hora do dia ou da noite, assumindo que nada esteja bloqueando sua visão do horizonte, você pode ver cerca de 180 graus do céu. E do horizonte ao zenith, o topo do céu tem 90 graus.

Se você estender o dedo mínimo com o braço estendido e fechar um olho, a ponta do seu dedo mínimo cobrirá cerca de 1 grau do céu aproximadamente. Da próxima vez que estiver ao ar livre em uma noite clara, tente fazer isso e veja se o seu dedo mínimo consegue cobrir a lua. Deveria, porque a lua ocupa apenas cerca de meio grau, ou cerca de 31 minutos de arco no céu noturno.

Jeminga viajando 0,2 segundos de arco pelo nosso céu a cada ano pode não parecer muito, mas da nossa perspectiva na Terra, uma estrela típica se move apenas alguns milésimos de segundo de arco por ano. No entanto, apesar de estar a 800 anos-luz de nós, Jeminga viajará a 30 minutos de arco, o equivalente ao diâmetro aparente da Lua pelo nosso céu em pouco mais de 10 mil anos.

Em outras palavras, este cadáver estelar está correndo pela galáxia, a quase 210 km por segundo.

Indo em direção à fronteira entre as constelações de Gêmeos e Lince, e em sua taxa de movimento atual, Géminga permanecerá em Gêmeos por mais meio milhão de anos, mas pode precisar de um novo nome depois disso. No entanto, este misterioso pulsar fica ainda mais estranho. É a sua enorme velocidade que ajuda a produzir outra característica que os cientistas estavam prestes a descobrir.

À medida que se desloca pelo espaço, Jeminga deixa para trás duas caudas fantasmagóricas de raio-x que se estendem por 3 trilhões de quilômetros no céu. Como mencionei anteriormente, apesar de este pulsar de movimento rápido ser quase silencioso em termos de rádio, ele certamente não é silencioso nos comprimentos de onda de raios gama e raios-x.

Em 1999, a missão Multi-Espelho de Raio-X da ESA, ou XMM-Newton, foi lançada para perscrutar mais profundamente este universo de raio-x. E quatro anos depois, uma equipe liderada por Patricia Caraveo descobriu essas trilhas de raio-x semelhantes a cometas.

Sua forma e brilho são parcialmente explicados pela onda de choque criada pelo movimento de Jeminga no espaço, e sua rotação como um pulsar. Mas também revelam outro atributo, a colossal massa de Jeminga.

Medindo apenas cerca de 20 a 30 quilômetros de diâmetro, Geminha é extremamente denso, contendo aproximadamente a mesma massa de um sol e meio. Para colocar isso em perspectiva, se você tivesse uma colher de chá de material de estrela de nêutrons, ela pesaria cerca de 4 bilhões de toneladas, o equivalente a 10 mil edifícios em Pyroestate.

À medida que esse objeto denso e massivo avança pelo meio interestelar de baixa densidade, apenas 0,06 a 0,15 átomos por centímetro cúbico, ele comprime o meio interestelar e seu próprio campo magnético incorporado por um fator de 4.

Enquanto isso, a rotação incessante da estrela de nêutrons cria um ambiente onde os elétrons e suas contrapartes de antimatéria, chamado pósitrons, podem ser acelerados a energias extremas, poderosas o suficiente para emitir raios gama de alta energia.

Embora a maioria desses elétrons seja vista na radiação gama que escapa do pulsar, alguns ficam presos e espiralam dentro desse campo magnético intensificado. Nestas imagens de um modelo computacional, as caudas podem ser vistas riscando as bordas da onda de choque tridimensional de Géminga, como a esteira criada por um barco atravessando a água.

Só que este barco é mais massivo que o nosso Sol, e a esteira é composta por raio-x de altíssima energia.

Mas a peça final do quebra-cabeça de Jeminga só foi descoberta em 2005, sua nebulosa. Assumindo a forma de uma concha de gás hidrogênio neutro, com um raio de 0,4 parsecs de largura, acabou se revelando o que chamamos de nebulosa de vento de pulsar.

Este tipo de nebulosa é criada a partir do vento de plasma que emana dos polos magnéticos de um pulsar. O plasma feito de partículas carregadas que podem ser aceleradas a velocidades próximas à da luz envolve o pulsar, criando uma nebulosa de partículas de alta energia que permite fortes emissões de raios-x.

Com a confirmação de que Jeminga realmente possuía uma nebulosa, sua identidade como pulsar pôde finalmente ser confirmada. Mas o telescópio Chandra foi ainda mais longe.

Além de obter imagens de Jeminga, Chandra também observou um segundo pulsar, chamado B0355-54. E comparando os dois, os astrônomos descobriram outra possível explicação para a ausência de pulsos de rádio em Jeminga.

superficialmente esses pulsares parecem bastante semelhantes. Ambos têm cerca de meio milhão de anos e giram cerca de 4 ou 5 vezes por segundo. No entanto, como você sabe, geminga e visto principalmente em pulsos de raios gama, sem emissões de rádio brilhantes.

Em contraste, o outro pulsar, que chamarei de pulsar B, não é visto em raios gama, e em vez disso é um dos pulsares de rádio mais brilhantes conhecidos. Como esses dois pulsares podem ser tão semelhantes, mas tão vastamente diferentes na forma como os vemos? A resposta pode ser tão simples quanto a orientação de cada um desses pulsares em relação à nossa observação da Terra.

Os astrônomos acreditam que essas imagens de Géminga e do pulsar B revelaram seus eixos de rotação e descobriram uma razão pela qual pulsos de rádio e raios gama podem estar presentes ou ausentes em diferentes pulsares.

Assim como nosso próprio campo magnético ao redor da Terra, ambos os pulsares têm polos magnéticos próximos aos seus polos de rotação. Esses polos são de onde vêm os feixes de emissões pulsantes de rádio. Você pode tentar modelar isso espetando uma pequena bola de espuma bem no meio.

A bola de espuma é um pulsar, e os feixes de rádio vindo dos polos são representados pelo espeto de madeira saindo de ambas as extremidades. Se você girar a bola ao redor do espeto como um eixo de rotação, você cria um equador ao redor do meio.

Para ilustrar a fonte de raios gama ao longo do Equador de rotação, você poderia fazer um furo em um prato de papel e apertá-lo sobre a bola de espuma. Agora você tem um disco de raios gama irradiando do Equador em todas as direções. Com Jeminga, a borda do prato de papel está apontando para nós, o que significa que os raios gama estão se dirigindo para a Terra.

Para o pulsar B, sua posição relativa em relação a nós está em um ângulo diferente, como se estivesse olhando para a superfície plana do prato. Os raios gama estão se movendo perpendicularmente à nossa linha de visão, portanto, não atingindo a Terra.

Vejamos novamente as duas imagens do Chandra de geminga à esquerda e o pulsar B à direita, junto com ilustrações artísticas de como os astrônomos acreditam que as nebulosas de vento do pulsar se parecem. Na imagem do pulsar B, as longas caudas azuis representam os jatos de rádio que emanam de seus polos, e o espeto saindo de ambas as extremidades.

Só que em vez de serem retos como um espeto de madeira, o pulsar B está se movendo tão rápido pelo espaço que esses jatos parecem curvados para trás, se arrastando para trás conforme o pulsar se move pelo espaço. Agora observe a imagem de Geminga. Aqui, as longas caudas gêmeas em ambos os lados da imagem são os jatos de rádio, seguindo atrás enquanto ele também avança pelo espaço.

Mas desta vez, em vez de apontar quase diretamente para longe do nosso ponto de vista na Terra, esses jatos parecem estar apontando para os lados, não para a Terra. Então, quando os astrônomos olham para Jeminga, eles veem poderosas emissões de raios gama do Equador de rotação. Mas os jatos de rádio apontam para os lados e permanecem invisíveis.

E quando olham para o pulsar B, o oposto acontece. Os jatos de rádio estão apontados quase diretamente para o nosso planeta, enquanto a fonte de raios gama no Equador não atinge a Terra. Às vezes, a explicação mais simples é a correta. E isso finalmente nos traz de volta ao mistério de décadas, de uma abundância incomum de antimatéria bombardeando o nosso planeta.

Por mais de uma década, um detector de partículas chamado espectrômetro magnético alfa, ou AMS02, está acoplado à Estação Espacial Internacional, coletando informações sobre antimatéria, matéria escura e fontes de raios cósmicos. Como lembrete, raios cósmicos são partículas energéticas, fragmentos de átomos, que viajam pelo espaço a uma velocidade próxima da luz.

Eles podem ser produzidos pelo Sol, por explosões de supernovas ou por outros meios cósmicos. Em 2013, os primeiros resultados do experimento AMS-02 foram anunciados. O detector havia registrado mais de 400 mil pósitrons, a maior amostra de dados de pósitrons de raios cósmicos já coletada, e aumentando em 100 vezes o total de dados de pósitrons de raios cósmicos do mundo.

Por anos, muitos astrônomos e físicos esperavam que esse excesso de antimatéria pudesse ser o subproduto da aniquilação da matéria escura, oferecendo possíveis pistas sobre essa substância misteriosa. Afinal, a matéria escura pode compor cerca de 27% do cosmos e, ainda assim, não sabemos o que ela é.

Assim como a matéria comum, a matéria escura contém massa e ocupa espaço, mas não parece absorver, refletir ou interagir com a luz, pelo menos não de uma forma que possamos detectar. Alguns teorizam que a matéria escura pode ser composta de tipos de partículas ainda não identificados.

Seja o que for, os cientistas tinham grandes esperanças de que a superabundância de antimatéria detectada a bordo da Estação Espacial Internacional pudesse conter pistas sobre a verdadeira natureza da matéria escura. Infelizmente, eles ficaram decepcionados. Quanto mais os cientistas analisam os dados, mais claros eles se tornam.

A fonte mais provável desses pósitrons pode, na verdade, ser os pulsares. Os astrofísicos já suspeitavam disso há muito tempo, mas até 2017, simplesmente não havia provas.

Foi o Observatório de Raios Gama-Therenkov de Água de Alta Altitude, ou HALC, que finalmente adicionou evidências a essa hipótese. Um pequeno halo de radiação gama foi identificado ao redor de Geminca, com trilhões de vezes mais energia do que a visível aos nossos olhos, de 5 a 40 trilhões de elétron-volts, o tipo de radiação geralmente produzida por positrons.

Esta foi a primeira evidência observacional real apontando para um pulsar como uma fonte potencial. Os pulsares naturalmente se cercam de uma névoa de elétrons e de seus equivalentes pósitrons, como resultado do intenso campo magnético da estrela. Este intenso campo magnético atrai partículas da superfície do pulsar e as acelera até velocidades próximas à da luz.

Os cientistas acreditam que esses pósitrons e elétrons acelerados colidem com a luz estelar, elevando a luz a energias mais altas, que então irradia como halo de raios-gamma observado. Mas, com base no tamanho do halo observado pela equipe do Hulk, os pósitrons de geminga raramente teriam a energia necessária para atingir nosso planeta.

E, portanto, eles acreditavam que o excesso de pós-étrons deveria ter uma fonte mais exótica. Até que novas informações impressionantes foram descobertas alguns anos depois, graças a uma equipe liderada pelo astrofísico Matias de Mauro.

Usando uma década de dados de raios gama sobre Geminga, adquiridos pelo telescópio de grande área do Fermi, que é capaz de observar luz de menor energia do que o observatório de raios gama Hawk, a equipe de Di Mauro conseguiu subtrair todas as outras fontes de raios gama para revelar um brilho espetacular vindo de Geminga, muito, muito maior do que qualquer outro que os cientistas já haviam visto.

Este vasto halo oblongo de raios gama brilhantes, com uma energia de 10 bilhões de elétron-volts, abrangeu 20 graus do céu, semelhante à área ocupada pela constelação da Ursa Maior. E isso não é tudo. O brilho da radiação gama é ainda maior em energias mais baixas.

Se pudéssemos vê-lo a olho nu, o brilho gama de Jeminga dominaria nosso céu, cobrindo uma área 40 vezes maior que a da lua cheia.

Com essa nova informação, os astrofísicos descobriram que o tamanho do halo de Jeminga significava que este pulsar sozinho poderia ser responsável por até 20% do excesso de pós-itrons detectados perto da Terra. A partir daí, não é difícil imaginar que outros pulsares sejam os culpados mais prováveis pela abundância restante de antimatéria que encontramos.

Essa explicação pode não ter resolvido o mistério da matéria escura, mas certamente é uma magnífica revelação.

Foi Jocelyn Bell Burnell quem descobriu o primeiro pulsar em 1967, na época em que as pessoas pensavam que esses sinais regulares poderiam ser obra de vida extraterrestre. Nos quase 60 anos que se passaram desde então, encontramos milhares de pulsares, e nossa compreensão dessas estrelas de nêutrons cresceu com cada um deles.

E desde que Jeminga foi identificado como apenas o terceiro pulsar de raios gama conhecido em 1991, já vistamos mais de 300 graças à missão FIRM da NASA. Mas dado o histórico de Jeminga em desafiar expectativas e promover a ciência, gosto de pensar que este pulsar em particular ainda tem mais segredos a revelar.

Os meteoros têm o poder de transformar nosso planeta, de dizimar vastas áreas de vida na Terra com um único impacto. Mas nem todos são tão dramáticas. Somos atingidos por mais de 100 toneladas de pequenas partículas do tamanho de grãos de areia todos os dias, e elas são praticamente imperceptíveis.

Cerca de uma vez por ano, um meteoro do tamanho de um carro atravessa a nossa atmosfera, mas o impressionante rastro de fogo resultante se dissipa muito antes de atingir o solo. É apenas na escala de milhões de anos que corremos o risco de sermos atingidos por meteoros com um ou dois quilômetros de diâmetro, grandes o suficiente para causar danos sérios.

Mas não vemos um desses desde a época dos dinossauros. Para nossa sorte. Mas tamanho não é todo. Na verdade, os maiores impactos podem nem mesmo ser causados pelos maiores objetos. Se uma teoria particularmente interessante for verdadeira...

Alguns meteoros muito raros podem ser feitos de algo um pouco mais exótico do que rocha. Externamente, não haveria muita diferença entre esses meteoros mais raros. No vácuo do espaço, eles pareceriam exatamente iguais a qualquer outra rocha espacial.

Mas enquanto meteoros comuns podem criar um rastro de fogo no céu, esses meteoros excepcionais teriam impactos que excedem o poder de uma bomba nuclear. E esses são apenas os pequenos. Se um meteoro de um quilômetro de diâmetro desse tipo atingisse a Terra, com tamanho semelhante ao meteoro comum que matou os dinossauros, talvez não tivéssemos mais um planeta.

Esse é o poder de um meteoro feito de antimatéria. Será que meteoros de antimatéria realmente existem? Que pistas nos ajudariam a identificá-los em relação aos meteoros de matéria comum? E qual seria o tamanho necessário para que se tornassem um grande problema?

A antimatéria é uma substância curiosa. O fato de ela existir significa que não deveríamos estar aqui. Ela é quase idêntica à matéria comum, com algumas diferenças importantes. Uma delas é que possui carga invertida. Outra é que quando a antimatéria encontra a matéria comum, as duas se aniquilam completamente. Convertendo-se quase inteiramente em energia.

No início do universo, não foi apenas matéria que foi criada. Em teoria, uma quantidade igual de antimatéria também surgiu. Toda matéria deveria ter colidido com a antimatéria, e tudo teria se anulado. Isso não teria deixado o universo para nós, pois não haveria nada para formar o universo.

É um dos mistérios da ciência que isso não tem acontecido. E por algum motivo, uma quantidade ligeiramente maior de matéria do que antimatéria se uniu para formar o universo. Talvez uma diferença tão pequena como um bilhão e uma partículas de matéria para cada bilhão de partículas de antimatéria. Os cientistas ainda estão tentando descobrir por que isso pode ter ocorrido.

Mas o mistério permanece sem solução por enquanto. Talvez haja alguma regra em jogo que ainda não identificamos.

Seja qual for a causa, esse desequilíbrio é a razão pela qual o universo que vemos ao nosso redor é quase inteiramente feito de matéria comum. E o único lugar onde vemos antimatéria de forma confiável é quando pequenas quantidades dela são produzidas em experimentos do CERN e em outros aceleradores de partículas.

Alguns hospitais até possuem pequenos aceleradores de partículas para criar pósitrons para exames de PET ou tomografia por emissão de pósitrons.

No entanto, o fato de não a vermos não significa que pequenas bolsas de antimatéria não possam existir. Quando o plasma primordial de quarks e gluons do Big Bang começou a se formar em partículas, embora no geral houvesse mais matéria do que antimatéria, em áreas locais havia flutuações. Portanto, é lógico que aglomerados de antimatéria possam ter surgido e dominado à medida que a gravidade os atraía.

Afinal, se você jogar uma moeda vezes suficientes, inevitavelmente acabará com sequências em que só sairá cara ou só sairá coroa. Se esses aglomerados fossem grandes o suficiente, eles não se aniquilariam em um sistema solar em formação.

Em vez disso, seriam o próprio sistema solar, e seriam bolsões de matéria que eventualmente se aniquilariam, deixando para trás estrelas e discos protoplanetários feitos inteiramente de antimatéria. Isso parece altamente teórico, mas será que tais sistemas solares poderiam realmente existir?

Pessoalmente, acho que seria muito legal se existissem, e se algum dia encontrarmos um, certamente seria notícia bombástica. Na maior parte dos casos, uma antestrela seria visualmente idêntica a uma estrela comum, pois a antimatéria se comporta de todas as maneiras que você esperaria que a matéria se comportasse. Obedece às mesmas leis da gravidade, e em sua maior parte, tem a mesma aparência.

A única pista reveladora seria quando a matéria comum interagisse com ela, como quando ventos interestelares encontrassem as bordas do sistema solar em formação e as aniquilações resultantes emitissem radiação gama. E, curiosamente, existem alguns sistemas que parecem fazer isso. 14 candidatos a estrelas emissoras de raios gama foram encontrados na Via Láctea graças ao telescópio de Grande Área Fermi em 2021.

Se forem anti-estrelas, e seus perfis de fato correspondem ao que esperaríamos de anti-estrelas, portanto essa possibilidade não está descartada. E não outros objetos que emitem raios gama, como pulsares ou buracos negros. Então sistemas feitos de antimatéria, com planetas e asteroides, existem. A proporção de anti-estrelas para estrelas seria de cerca de 1 em 400 mil.

Assim, o cenário está montado. Se sistemas de antestrelas podem existir, não é ilógico pensar que meteoritos de antimatéria também existam. E isso nos leva à pergunta, qual a probabilidade de eles chegarem à Terra? A ideia de meteoros de antimatéria atingindo nosso planeta não é nova.

Mesmo em 1940, apenas uma década um pouco mais após a descoberta da antimatéria como conceito, o físico russo-americano Vladimir Roshansky começou a especular sobre sua existência. Bastaria que nosso sistema solar tivesse passado por um desses sistemas solares de antimatéria em algum momento do passado.

A gravidade do Sol poderia então lançar alguns meteoros de antimatéria periféricos para fora de suas óbitas precárias e para dentro da nossa. Meteoros de antimatéria podem não ter sido capazes de se formar em nosso sistema solar. Suas partículas teriam sido aniquiladas pela interação com a matéria muito cedo para isso.

Mas no espaço, um vácuo praticamente desprovido de matéria, não haveria nada para eles aniquilarem com o quê? Então existe a possibilidade de estarem entre nós. E se estivessem, será que sequer notaríamos?

Logo depois de Urjansky, o astrônomo norte-americano Lincoln La Paz começou a se perguntar se alguma das crateras na Terra poderia ser atribuída a meteoros de antimatéria. Então talvez seja a hora de considerarmos o que um meteoro de antimatéria poderia fazer se entrasse em contato com a Terra para sabermos o que procurar. Felizmente, não é necessariamente uma jornada simples.

O primeiro obstáculo que um meteoro de antimatéria encontraria antes de chegar à Terra seria a nossa atmosfera. Para ser justo, esse também é um problema para meteoros comuns. Quando um meteoro troca o vácuo pelo ar, a velocidade com que viaja gera um atrito incrível, fazendo com que parte ou todo o meteoro queime durante a queda, dependendo do seu tamanho inicial, resultando no rastro de fogo que mencionei no início.

No entanto, meteoros de antimatéria teriam um destino muito pior. Cada partícula de atmosfera que o meteoro de antimatéria encontrasse durante a queda aniquilaria uma quantidade semelhante do meteoro. Portanto, para entender o que acontece a seguir, precisamos recorrer à famosa equação de Einstein.

A massa do meteoro multiplicada pelo quadrado da velocidade da luz nos diz quanta energia seria liberada pelo meteoro durante a queda. Tecnicamente, o dobro disso, pois para cada partícula do meteoro que se aniquila, uma partícula da atmosfera também se aniquila. Isso representa potencialmente uma enorme quantidade de energia sendo liberada. Vamos fazer um pequeno experimento mental para calcular quanta energia é liberada. Legenda por Sônia Ruberti

Embora a linha divisória entre a atmosfera e o espaço esteja a 100 quilômetros de altitude, se estivermos falando com europeus, ou a 80 quilômetros de altitude, se estivermos falando com norte-americanos, já que os dois grupos ainda não chegaram a um consenso sobre esse ponto.

Mais de 90% da massa da atmosfera terrestre está concentrada abaixo de 16 quilômetros de altitude, aderindo ao planeta o mais próximo possível graças à força da gravidade. Assim, calculando a quantidade de ar existente entre esta linha e a superfície da Terra, podemos ter uma ideia aproximada da quantidade de antimatéria necessária para que um meteoro de antimatéria atinja o solo.

Isso é um pouco complicado de calcular. Mas graças a uma tabela divulgada pela Organização Internacional de Normalização, conseguimos somar o total da atmosfera em diferentes altitudes entre a superfície e 20 quilômetros de altura. E descobrimos que em um corredor de 1 metro por 1 metro entre o espaço e a superfície, há aproximadamente 10.132 quilogramas de atmosfera.

Um meteoro precisaria ter aproximadamente esse tamanho para atingir a superfície, supondo que percorresse a rota mais direta para baixo.

Agora, a antimatéria tem massa semelhante à da matéria, então podemos supor que elas também teriam composições comparáveis. A maioria dos meteoros é feita de chondritos. Então, supondo que um meteoro de antimatéria médio seja feito da versão antimatéria da mesma substância, podemos estimar a densidade do nosso meteoro de antimatéria em cerca de 3.400 kg por metro cúbico.

há então uma ação de equilíbrio a ser feita. Quanto maior o meteoro, maior a área da superfície e, consequentemente, mais ar ele encontra antes de atingir a superfície. No entanto, como o volume aumenta em cubos, enquanto a área da superfície é apenas elevada ao quadrado, existe um ponto ideal onde a quantidade de ar aniquilada pelo meteoro teoricamente corresponderia perfeitamente à quantidade de massa que o meteoro possui.

Então, sabemos que qualquer massa de meteoro acima disso conseguiria atravessar a atmosfera para atingir o solo. Usando cálculos muito aproximados, descobrimos que um meteoro de 3x3x3 metros, ou 27 metros cúbicos, funcionava melhor para este cálculo, com uma massa de 91.800 kg, ou 3.400 kg por metro cúbico multiplicado por 27 metros cúbicos. Música

Isso significa que o meteoro encontraria apenas 91.191 kg de ar durante a queda, resultando em 608 kg de meteoro atingindo a superfície. Essa massa é aproximadamente a de um grande piano de cauda.

Quanto dano 600 kg de antimatéria poderiam causar? É hora de usar a equação. Com esse cálculo, descobrimos que os 600 kg restantes de meteoro liberam 5,4 vezes 10 elevado à 19ª potência de joules de energia, ou 54 quintilhões de joules. Duplique esse valor, pois o solo ao ser aniquilado também libera essa quantidade.

resultando em 108 quintilhões de joules. Para efeito de comparação, uma bomba nuclear de 1 megaton libera 4,18 vezes 10 elevado à 15ª potência de joules de energia. Mesmo se aumentássemos a escala para a maior bomba nuclear já detonada, a Tissar Bomba.

que tinha uma potência de 50 megatons, ainda estaríamos falando de apenas 2,09 vezes 10 elevado à 17ª potência de joules, 5 mil vezes mais fraca que o nosso piano de cauda de antimatéria. A explosão da Tsar Bomba foi tão grande que cidades num raio de 55 quilômetros, como Severn, foram arrasadas.

Prédios de madeira a 160 quilômetros de distância foram danificados. A luz da explosão foi vista a mil quilômetros de distância. Janelas na Noruega e na Finlândia foram estilhaçadas pela explosão.

Se apenas 600 quilogramas do nosso meteoro de antimatéria impactassem o centro de um estado como Minas Gerais, todo o estado seria destruído. O centro vaporizaria, o resto devastaria.

Isso considerando apenas a energia liberada pelo nosso meteoro de antimatéria se aniquilando no solo, sem nem levar em conta a energia cinética. Mas mesmo assim, na verdade, não são apenas os 600 quilogramas que atingem o solo que nos preocupam.

Quando consideramos o restante dos 91.200 kg de massa que foram aniquilados na atmosfera, o raio da explosão se torna muito maior. Embora parte dessa energia viaje para o espaço, minimizando os danos abaixo, de repente você não está se preocupando apenas com um estado. Você está se preocupando com o Brasil inteiro.

Tudo isso é apenas de um meteoro de antimatéria que é comparável em tamanho a um carro. Nós realmente não queremos ser atingidos por um meteoro de antimatéria. Então, quais são os riscos de fato? Digamos que um meteoro de antimatéria tenha sido capturado pelo Poço Gravitacional do Sol milhões ou bilhões de anos atrás. Poderia ele ser agora um dos 40.155 asteroides próximos da Terra que a NASA monitora?

A boa notícia é que não. Por um motivo simples. O espaço não é vazio. Embora falemos do espaço como um vácuo, mesmo no espaço, existem traços de poeira flutuando no vazio. Sendo assim, um asteroide de antimatéria viajando mesmo pelo meio interestelar provavelmente não teria uma taxa de sobrevivência superior a cerca de 300 anos.

Como a última vez que cruzamos a órbita de outra estrela foi há 70 mil anos, a estrela de Skulls, caso você esteja interessado, teria que ter tido um meteoro de antimatéria excepcionalmente sortudo, não apenas para escapar de todos os outros asteroides nesse período, mas também para não ter encontrado poeira suficiente desde então, a ponto de se desintegrar em radiação gama.

Pelo mesmo motivo, um cometa de antimatéria interestelar entrando pelo nosso sistema seria improvável. Os pequenos se desintegrariam antes de nos alcançar. Massas maiores seriam perceptíveis, emitiriam um fluxo constante de raios gama enquanto viajassem, tornando-as detectáveis por nossos telescópios. Nenhum asteroide brilhante como esse jamais foi detectado.

Portanto, no geral, embora fosse devastador ser atingido por um meteoro de antimatéria, é improvável que um sobrevivesse tempo suficiente para chegar ao nosso planeta, supondo que eles, estrelas de antimatéria, existam em primeiro lugar. Provavelmente estamos bastante seguros. Além disso, se meteoros de antimatéria existissem, poderíamos ter visto alguma evidência deles antes.

Impactos de meteoros com capacidade destrutiva em comum, mas sem deixar vestígios do meteoro que os causou. Não vimos nada parecido. Certo? Em junho de 1908, uma bola de fogo iluminou o céu em uma região remota da Sibéria.

O meteoro explodiu antes de atingir o solo. Sua detonação causou incêndios florestais massivos e fez com que as árvores caíssem como pinos de boliche em uma área de destruição com quilômetros de extensão. Testemunhas a mais de 30 quilômetros de distância relataram ter visto um clarão mais brilhante que o sol, seguido por um estrondo de trovão.

Devido ao seu isolamento, as equipes científicas só chegaram ao local em 1927, mas mesmo assim, a destruição causada pela explosão era fácil de ver. Estranhamente, para um objeto que causou tamanha destruição, quase nenhum vestígio do meteoro foi encontrado, além de algumas micropartículas. Mas o evento de Tunguska não poderia ter sido causado por um meteoro de antimatéria.

Ou poderia? Não se preocupe. Sabemos que provavelmente não foi um meteoro de antimatéria. Mas houve muito debate sobre o assunto no passado e não resistimos a um pouco de mistério.

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Legenda por Sônia Ruberti

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