Marte está constantemente perdendo parte de sua atmosfera para o espaço. Crédito: NASA

Físicos da Universidade de Leicester, como parte de uma iniciativa multinacional, analisaram o impacto do Sol na atmosfera de Marte. Os cientistas publicaram um artigo no jornal da AGU, no Geophysics Research Letters, onde relatam que Marte está constantemente perdendo uma parte da sua atmosfera para o espaço.

O novo estudo mostra que a pressão dos pulsos de vento solar consiste um significativo motor para perda contínua da atmosfera marciana.

Os investigadores analisaram os dados relativos ao vento solar e as observações de satélite que rastreiam o fluxo de íons pesados que tenham sido perdidos pela atmosfera de Marte. Os autores descobriram que a atmosfera de Marte não sofre erosão em um ritmo constante, em vez disso, o escape atmosférico ocorre em rajadas de plasma.

A nave Mars Express (MEX) em sua órbita polar em torno de Marte. A sonda MEX foi utilizada para analisar as perdas da atmosfera marciana causadas pelo vento solar. Crédito: ESA

Os pulsos CIR (corotating interaction regions) incrementam as perdas

Os investigadores relacionaram as rajadas de perda atmosférica aos eventos solares conhecidos como corotating interaction regions (CIRs). Os CIRs se formam quando as regiões rápidas do vento solar encontram áreas mais lentas do vento solar, criando um pulso de alta pressão.

Quando os pulsos CIR atingem Marte, eles podem arrastar as partículas da atmosfera de Marte.

Os autores descobriram que nas vezes em os pulsos CIR ocorreram, a perda de partículas da atmosfera de Marte foi cerca de 2,5 vezes maior que o fluxo normal quando esses eventos não estão influindo. Além disso, cerca de um terço da perda de material de Marte para o espaço ocorre durante o impacto e a passagem dos pulsos CIR.

O estudo deverá ajudar os cientistas a entender melhor a evolução da atmosfera de Marte.

A magnetosfera terrestre impede que as perdas aconteçam ao nosso planeta

Professor Mark Lester, chefe do Departamento de Física e Astronomia da Universidade de Leicester, afirmou: “A principal razão disto acontecer em Marte e não na Terra é a ausência de um campo magnético consistente produzido no Planeta Vermelho, o qual protege a atmosfera da Terra.

“Um importante aspecto deste trabalho é que as observações foram feitas durante um período muito calmo do ciclo solar de onze anos e por isso devemos esperar que o efeito dessas e de outras perturbações de grande escala sejam maiores em outras épocas do ciclo solar.”

O papel da Universidade de Leicester neste estudo foi o de analisar os dados usando as idéias que pesquisadores acadêmicos discutiram em debates do grupo Radio and Space Plasma Physics Research Group (Grupo de Pesquisa de Rádio e Plasma Espacial).

Dados fornecidos pelo satélite solar ACE (Advanced Composition Explorer) foram utilizados neste levantamento. A sonda ACE reside no ponto de Lagrange L1 e foi lançado em 1997 pela NASA para monitorar o Sol. Crédito: NASA/Caltech

No abstract os cientistas escreveram:

Nós estudamos a erosão (escape de partículas) na atmosfera de Marte durante os pulsos de pressão do vento solar. Durante o mínimo solar em 2007-2008 nós observamos 41 eventos de alta pressão, que foram predominantemente identificadas como corotating interaction regions (CIR), enquanto que alguns destes eventos foram associados às ejeções solares de massa coronal (CME – coronal massa ejections), conforme os dados fornecidos pelo satélite Advanced Composition Explorer (ACE). Além disso, 36 destes eventos também foram identificadas pela sonda Mars Express (MEX) que orbita Marte. Nós usamos as medições do MEX em Marte para comparar os fluxos contrários de íons planetários pesados durante a passagem dos pulsos CIR pelos fluxos durante as condições mais calmas do vento solar. Os fluxos iônicos observados aumentaram por um fator de ~2,5, em média.Assim, um terço do fluxo total de Marte ocorre durante ~15% do tempo, quando os pulsos de pressão do vento solar impactam o planeta. Isto pode ter conseqüências importantes para o tempo total integrado de liberação do plasma iônico a partir de Marte.

Fontes e referências

Geophysical Research Letters: Pumping out the atmosphere of Mars through solar wind pressure pulses

Scientific Blogging: CIR Pulses ‘Pumping Out’ Mars’s Atmosphere

Science Daily:

• Mars Constantly Loses Part of Its Atmosphere to Space Due to Solar Wind
• Mars And Venus Are Surprisingly Similar
• Where Did Venus’s Water Go?

Advanced Composition Explorer (ACE) Mission Overview

Imagem de 12 de 03 de 2010 capturada pelo satélite SOHO mostra o cometa da família Kreutz se dirigindo para dar um rasante no Sol. Provavelmente este cometa não sobreviverá ao encontro. Crédito: NASA/ESA/SOHO

Um cometa recém descoberto está se dirigindo para um rasante perto do Sol, um encontro que provavelmente ele não vai sobreviver.

O cometa a bordejar o Sol está voando perto demais do Sol para ser visível a olho nu, mas se mostra bem claro em novas fotos do sol capturadas pelo Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), de acordo com o site SpaceWeather.com, que relatou a descoberta na sexta-feira, 12 de março de 2010.

A sonda de observação solar SOHO permanece em órbita no ponto de Lagrange L1, a 1,5 milhões de quilômetros da Terra. Devido as suas características específicas, o SOHO é o maior descobridor de cometas já construído. Crédito: SOHO, NASA/ESA

Cometas que fazem estas passagens rasantes perto do sol são relativamente comuns.

Astrônomos estimam que existam mais de 1.600 cometas peregrinos fazendo  passagens periódicas através do Sistema Solar interior. Os cometas que bordejam o Sol atingiram a marca de contagem de 1.000 unidades em 2005.

Cometa Kreutz

O cometa atualmente se dirigindo para o Sol pode fazer parte do chamado grupo Kreutz de cometas, que são conhecidos por terem órbitas que os aproxima a menos de 1 milhão de quilômetros do Sol.

Aqui o SOHO mostra um cometa bordejante Kreutz com uma cauda proeminente, dirigindo-se para o Sol. Crédito: NASA/ESA/SOHO mission

Os cientistas estimam que todos os cometas da família Kreutz constituem os restos de um cometa gigante que se quebrou vários séculos atrás. Eles têm o nome em honra do astrônomo Heinrich Kreutz, do século 19, que foi o primeiro a demonstrar a relação entre estes cometas.

Nesta rara imagem o SOHO flagrou dois cometas Kreutz bordejando o Sol. O SOHO é o campeão de descoberta de cometas, tendo atingido a marca de 1.000 descobertas em 2005. Crédito NASA/ESA/SOHO mission

SOHO é uma missão conjunta da NASA e da Agência Espacial Européia (ESA). O observatório SOHO tornou-se um fantástico caçador de cometas pois consegue vê-los quando eles se aproximam do sol, pois ele usa um disco central para bloquear o brilho da estrela, a fim de ver o clima espacial, o comportamento solar e outros objetos nas proximidades.

SOHO: o campeão na busca de cometas

As fotos do SOHO têm sido fundamentais na descoberta de cometas que bordejam o Sol desde que começou a observar o Sol em 1995.

Os cientistas da NASA lembram que antes do SOHO lançado ter entrado em operação, apenas 16 cometas bordejantes havia sido flagrados por telescópios espaçais.

O observatório espacial solar SOHO investiga 3 camadas do Sol: o interior, a corona e o vento solar. Crédito: SOHO, NASA/ESA

Fonte

Space.com: Comet Makes Death Plunge Toward Sun

Impressão artística mostra um quasar primordial, cercado por nuvens de gases e poeira cósmica, estrelas e aglomerados de estrelas jovens. Novas pesquisas sugerem que as galáxias massivas tiveram sua formação de estrelas paralisada quando o Universo estava ainda nos seus primórdios, com cerca de 3 bilhões de anos de idade. Os astrônomos suspeitam que os buracos negros centrais supermassivos (que existem no coração dos quasares) exerceram uma influência sobre a interrupção do nascimento de novas estrelas. Crédito: NASA / ESA / ESO / Wolfram Freudling et al. (CCTEP)

Os cientistas encontraram evidências de um evento catastrófico foi responsável pela paralisação do nascimento de estrelas em uma determinada galáxia no início do Universo. De acordo com as suas conclusões, há apenas 3 bilhões de anos depois do Big Bang, uma galáxia massiva sofreu uma série de detonações, cada uma bilhões de vezes mais poderosa que a maior das bombas atômicas. As explosões ocorreram repetidamente, com segundos de intervalo, por milhões de anos. “Nós estamos olhando para o passado e vendo um evento catastrófico que, essencialmente, desativou a formação de estrelas e suspendeu o crescimento de uma massiva galáxia comum no Universo visível”, disse o autor Dr. Dave Alexander, da Universidade de Durham.

Esta é uma observação que mostra o gás na galáxia SMM J1237 +6203 capturado usando o instrumento Near-Infrared Integral Field Spectrometer (NIFS) do Gemini. Os contornos mostram como a explosão de energia viaja através da galáxia. Créditos: Dave Alexander Mark Swinbank, Universidade de Durham e Observatório Gemini

Gemini analisou a galáxia SMM J1237 +6203

Usando o dispositivo Near-Infrared Integral Field Spectrometer (NIFS) do observatório Gemini, que opera em freqüências próximas do infravermelho, os cientistas observaram a galáxia SMM J1237 +6203 e notaram certas propriedades observadas em outras galáxias mais massivas próximas da nossa Via Láctea, o que sugere que um grande evento extinguiu rapidamente a formação estelar nas primeiras galáxias e deteve por algum tempo a sua expansão.

Este evento catastrófico observado ocorreu quando o Universo tinha um quarto de sua idade atual. As explosões dispersaram o gás que forma novas estrelas, ajudando-o a escapar da atração gravitacional da galáxia, regulando seu crescimento, acrescentaram os pesquisadores.

Eles acreditam que o grande aumento de energia foi causado pelo fluxo matéria gerado pelo buraco negro supermassivo galáctico ou por ventos explosivos por detonações de supernovas.

Diversos teóricos, incluindo os cientistas da Universidade de Durham, afirmavam que isto poderia ser devido aos fluxos energéticos de dentro para fora, que reformataram as galáxias, mas até agora não havia fortes evidências disso. A equipe espera que estas novas descobertas possam aumentar a nossa compreensão sobre a formação e desenvolvimento de galáxias.

Auto-regulação galáctica?

“Efetivamente, esta galáxia observada está ‘regulando’ o seu crescimento evitando que nasçam novas estrelas”, disse Alexander. “Os teóricos previram que um enorme fluxo de energia está por trás desta atividade, mas só agora conseguimos ver o fenômeno em ação. Acreditamos que um fluxo similar parou o crescimento em outras galáxias no Universo primordial, ejetando para fora da galáxia os materiais necessários para a formação de estrelas.”

A equipe de Durham agora planeja estudar outras galáxias com formação estelar massiva no Universo primordial para ver se elas apresentam características semelhantes.

Fontes

Scientific Blogging: Star Birth In SMM J1237+6203 Halted By Catastrophic Explosions

Science Daily:

• Scientists Discover ‘Catastrophic Event’ Behind the Halt of Star Birth in Early Galaxy Formation
• Baby Booms And Birth Control In Space

Universe Today: Massive Repeated Explosions Halted Star Formation in Early Universe

Eternos Aprendizes: Buracos negros glutões alimentavam antigas e misteriosas bolhas cósmicas?

A imagem acima mostra um mapa parcial da distribuição das galáxias na pesquisa cósmica SDSS (Sloan Digital Sky Survey), atingindo uma distância de até 7 bilhões de anos luz. A quantidade de aglomerados de galáxias que observamos hoje é uma assinatura de como a gravidade atuou ao longo do tempo cósmico e permite a testar se a relatividade geral atua sobre estas escalas. Crédito: M. Blanton, Sloan Digital Sky Survey

Uma equipe de astrofísicos dos EUA e da Suíça descobriu que a teoria da relatividade geral de Einstein funciona consistentemente nas escalas tão grandes como aquelas que separam as galáxias, em estudo publicado na  revista Nature. Para realizar o estudo, os pesquisadores se basearam em uma amostra de 70.000 galáxias, tendo definido um novo parâmetro de quantificação.

Um grupo de cientistas do Observatório da Universidade de Princeton (E.U.A.) e do Instituto de Física Teórica da Universidade de Zurique (Suíça) testou a teoria da relatividade geral de Einstein e concluiu que a teoria efetivamente funciona em grandes escalas, entre 2 e 50 megaparsecs ≈ 6,5 a 150 milhões de anos-luz (1 parsec = 3,2616 anos luz) em um desvio para o vermelho de z~0,32.

Uma imagem de um aglomerado de galáxias do Sloan Digital Sky Survey, mostrando algumas das 70.000 brilhantes galáxias elípticas que foram analisadas para testar a relatividade geral em escala cósmica. Crédito: Sloan Digital Sky Survey

“Nós demos o primeiro passo de uma série de investigações para detectar possíveis desvios da relatividade geral e até agora confirmamos as previsões. Isto que aumenta nossa confiança na teoria e no atual quadro cosmológico”, disse Reinabelle Reyes, autor e líder do estudo publicado na revista Nature e pesquisador na Universidade de Princeton.Para confirmar se a teoria da relatividade geral pode ser aplicada em grandes escalas, a equipe analisou uma amostra de cerca de 70.000 galáxias do catálogo SDSS (Sloan Digital Sky Survey), e definiu uma quantidade chamada “E_G“, que combina medidas e os dados sobre “lentes gravitacionais fracas, aglomerados de galáxias e a taxa de crescimento de estruturas em grandes escalas.

Previsão relativística

Os resultados mostram que em grandes escalas de dezenas de megaparsecs valor de E_G é de cerca de 0,39 e de acordo com a previsão geral relativista é estimado um valor de cerca de 0,4.

O teste permite potencialmente a discriminação definitiva entre a relatividade geral e outras teorias de gravidade, mas até hoje, a  luz da precisão das medições, apenas era permitida a exclusão de alguns dos modelos alternativos.

De acordo com a teoria da relatividade geral, a gravidade é decorrente da geometria do espaço e do tempo. Apesar da aceitação geral pelos cientistas da teoria da relatividade geral, até agora as condições não haviam sido suficientemente testadas em distâncias cosmológicas. Até então, os experimentos precisos haviam sido desenvolvidos apenas no Sistema Solar.

Paul Gilster em Centauri Dreams escreveu sobre este tema:

Confirmar a teoria da relatividade geral é uma notícia antiga quando se trata das distâncias no nível de escala do Sistema Solar (distâncias da ordem de grandeza de até 1 ano-luz), mas os testes dentro do nível de escala galáctico (milhões a bilhões de anos-luz) tinham resultados inconclusivos, até então. Outras teorias como a Tensor-Vector-Scalar (TeVeS), surgiram com a intenção de desconsiderar a presença da matéria escura através da aplicação de alterações na teoria da relatividade geral.

A teoria TeVeS foi desenvolvida por Jacob Bekenstein na tentativa de dar uma resposta as observações do comportamento das rotações galácticas, bem como as obtidas pelas técnica do uso de lente gravitacional, mas manteve-se controversa. Agora, este novo trabalho parece afastá-la. De acordo com esta nota de imprensa da Universidade da Califórnia em Berkeley, a teoria TeVeS postula que a aceleração causada pela força gravitacional de um corpo não depende somente da massa desse corpo, mas também incide sobre o valor da aceleração gravitacional.

Uros Seljak (UC Berkeley), co-autor do estudo, fala do valor do teste da relatividade geral quando aplicado em distâncias cosmológicas (megaparsecs):

“O bom de irmos para a escala cosmológica é que podemos testar qualquer teoria completa alternativa da gravidade, uma vez que elas deveriam prever o que observamos. Agora, as teorias alternativas que não contemplam a presença da matéria escura falharam nestes testes.”

Quanto aos testes propriamente ditos, eles giram em torno de uma quantidade conhecida como E_G, a qual é baseada na quantidade de aglomeração nas galáxias observadas e a distorção da luz produzida por sua passagem pela matéria intermediária. Pengjie Zhang (Xangai Observatory) explica sobre E_G:

“De forma simplificada, E_G é proporcional à densidade média da matéria do Universo e inversamente proporcional à taxa de crescimento da estrutura do universo. Essa combinação especial se livra das flutuações de amplitude e, portanto, foca diretamente na combinação particular que é sensível as alterações da teoria da relatividade geral.”

Seljak observa que os experimentos cosmológicos geralmente envolvem medição das flutuações do espaço, enquanto as teorias alternativas da gravidade se baseiam nas relações entre densidade e velocidade, ou seja, entre a densidade e o potencial gravitacional:

“O problema é que o tamanho da flutuação, por si só, não está nos contando nada sobre subjacentes teorias cosmológicas. É essencialmente um incômodo que nós gostaríamos de nos livrar. A novidade desta técnica é que ela olha para uma determinada combinação de observações que não dependem da magnitude das flutuações que representaria a assinatura prevista nos desvios teóricos da relatividade geral.”

Este novo estudo também questionou teorias como a f(R), um mecanismo alternativo proposto para explicar a expansão acelerada do Universo que descarta a energia escura.

Os pesquisadores trabalharam com os dados da SDSS para calcular E_G e compará-lo com as previsões da teoria TeVeS, com as estimativas da teoria f(R) e com o modelo da matéria escura fria da relatividade geral, reforçada com o uso da constante cosmológica para explicar o Universo em expansão acelerada.

O resultado final? As previsões da teoria da relatividade geral se encaixam dentro da margem de erro experimental, o E_G previsto por f (R) também se manteve dentro da margem de erro, mas as previsões da teoria TeVeS falharam.

Assim, podemos concluir que fizemos alguns progressos, mas vale a pena destacar que Seljak já está pensando na expansão destas análises, de 70.000 para 1 milhão de galáxias, com o advento da Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (Sloan Digital Sky Survey III), que será concluída dentro de aproximadamente cinco anos.

Nós também poderemos no futuro contar com os dados da missão Euclides da ESA, junto com o Joint Dark Energy Mission da NASA, mas para tanto, teremos que esperar pelo menos mais uma década.

Desta forma, novos resultados vão levar algum um tempo para serem atingidos. Devemos considerar que, em paralelo, prossegue o desenvolvimento das experiências detecção direta, que poderão um dia nos dizer mais sobre a identidade exata da matéria escura e da energia escura.

Fontes

Centauri Dreams: General Relativity Holds Up Under Galactic Test

Nature: “Confirmation of general relativity on large scales from weak lensing and galaxy velocities”.

Autores: Reinabelle Reyes, Rachel Mandelbaum, Uros Seljak, Tobias Baldauf, James E. Gunn, Lucas Lombriser y Robert E. Smith

SINC: Confirman la relatividad general en escalas grandes

A anã laranja Gliese 710 se aproxima. Crédito: ESO

Um novo conjunto de dados sobre as velocidades radiais das estrelas revela que a estrela anã laranja Gliese 710 tem uma chance de 86% de passar perto do sistema solar dentro de 1,45 ± 0,06 milhões de anos.

Como se comporta nossa vizinhança cósmica?

O Sistema Solar está rodeado de milhares de estrelas, mas até recentemente não estava totalmente claro para onde estas estrelas estão se dirigindo.

No entanto, em 1997, os astrônomos publicaram o catálogo Hipparcos dando medidas detalhadas das posições e velocidades de cerca de 100.000 estrelas da nossa vizinhança cósmica. Este levantamento foi realizado com a ajuda da sonda Hipparcos da Agência Espacial Européia (ESA). Assim, os dados da pesquisa Hipparcos revolucionaram nossa compreensão da nossa vizinhança galáctica.

Especificamente, estes dados permitiram aos astrônomos calcular quais estrelas tinham estado mais próximas de nós no passado e quais irão passar por perto do Sistema Solar no futuro. Descobriu-se que 156 estrelas se enquadram nessa categoria e que o Sol tem em média um encontro com outras estrelas (o que significa uma aproximação de menos de 1 parsec ≈ 3,26 anos-luz) a cada 2 milhões de anos.

Ilustração do satélite Hipparcos da ESA

Em 2007, entretanto, os dados da pesquisa Hipparcos foram revisados e desde então estão disponíveis novas medidas das velocidades das estrelas. Mas, como esses valores podem mudar?

Agora, Vadim Bobylev do Observatório Astronômico Pulkovo de São Petersburgo nos deu uma resposta. Foram combinados os dados de Hipparcos com novas várias bases de dados e foram encontradas nove estrelas adicionais que tiveram um encontro imediato com o Sol ou irão ter no futuro.

Na tabela acima Vadim V. Bobylev lista as estrelas que se aproximarão (ou já se aproximaram, como GL217.1 e GL208) do Sistema Solar até a distância de 2 parsecs (6,5 anos-luz). Note que Gliese 710 está em primeiro lugar. A anã vermelha Próxima Centauri se aproximará a 0,89 parsecs dentro de 27.400 anos e o par binário Alfa Centauri chegará a 0,91 parsecs em 28.400 anos.

Gliese 710 está se dirigindo para cá

Mas Bobylev também fez uma previsão surpreendente. Os dados originais da pesquisa Hipparcos mostraram que estrela anã laranja conhecida como Gliese 710 está se movendo em direção a nós e terá sua máxima aproximação nos próximos 1,45 ± 0,06 milhões de anos.

Naturalmente, as trajetórias são difíceis de estimar quando há poucos dados e assim ninguém tem realmente certeza do que vai acontecer.

Estes novos dados permitiram que Bobylev calculasse a probabilidade de que Gliese 710 impacte o nosso sistema solar. O resultado encontrado se mostrou surpreendente.

Gráfico mostra a simulação das trajetórias possíveis da estrela Gliese 710 (HIP 89825) relativas ao Sol. Os dados foram computados levando em consideração possiveis erros nas observações (300 simulações). As trajetórias se encaixam dentro do nível de certeza 3σ (3-sigma). A região da Nuvem de Oort está sombreada neste gráfico.

Assim, Bobylev afirmou que há uma chance 86% de Gliese 710 cruzar a Nuvem de Oort, residência do material gelado que forma os cometas, que se estende até 0,5 parsecs de distância do Sol.

Isto pode soar como um choque de raspão em os sistemas Gliese 710 e o nosso Sistema Solar, mas é provável que este encontro traga conseqüências muito graves. Tal aproximação possivelmente irá enviar uma forte chuva de cometas no Sistema Solar interior, que vai exigir da humanidade no futuro tomar medidas de defesa por algum tempo. E a probabilidade de 86% é o mais perto da certeza que esse levantamento consegue chegar.

Por outro lado, como boa notícia, Bobylev disse que as chances de que a estrela Gliese 710 penetre dentro no Sistema Solar, chegando ao Cinturão de Kuiper, são muito baixas, apenas 0,1% (1/1.000). Então, será improvável que vai ocorrer uma influência gravitacional direta de Gliese 710 sobre os planetas.

Vamos manter a calma e seguir em frente… Temos tempo!

Glies 710 e sua vizinhança no céu

Informações de Gliese 710 conforme Solstation.com

Gliese 710 está situada a 63 anos-luz do Sol, localizada na parte leste (18:19:50.8-1:56:19.0, ICRS 2000.0) da constelação da Serpente (na sua cauda). Baseado no movimento próprio e mais recentes dados de velocidade radial da missão espacial Hipparcos Gliese 710 deverá se aproximar do nosso Sistema Solar em cerca de 1,45 ± 0,06 milhões de anos, chegando a uma  distância de menos de 0,34 parsecs (1,1 anos-luz). Na sua maior aproximação, Gliese 710 irá rivalizar com o brilho da supergigante vermelha Antares, embora no esta estrela ainda não seja visível aos olhos humanos.

Esta pequena estrela tem cerca de 0,4 a 0,6 (possivelmente 42%) da massa do Sol (García-Sánchez et al, 1999 e Weissman et al, 1997), possivelmente 67% de seu diâmetro (Johnson e Wright, 1983, página 691) e apenas 4,2% de sua luminosidade visual. Gliese 710 é uma estrela variável com a designação NSV 10635. Outras denominações de catálogo incluem as seguintes designações: Gl 710, Hip 89825, BD-01 3474, HD 168442, HD 168442, U449 e Vys/McC 63.

Fontes e referências

Discovery: Star Predicted to Blast Through the Solar System por Ian O’Neill

Technology Review Blog: Orange Dwarf Star Set to Smash into The Solar System

Astronomical Journal: Stellar Encounters with the Oort Cloud Based on HIPPARCOS Data

ArXiv.org: Searching for Stars Closely Encountering with the Solar System

Solstation.com: Gliese 710

Saturno em oposição - 22 de março de 2010

Nos próximos dias, Saturno vai entrar em oposição, colocando-se em uma posição exatamente oposta ao Sol no céu terrestre. A oposição acontecerá na segunda-feira, dia 22 de março, as 00h16min.

Vários efeitos interessantes se apresentam com a oposição de Saturno. Principalmente, teremos Saturno nascendo ao pôr-do-sol e se pondo ao nascer-do-sol, por isso o planeta Senhor do Anéis será visível toda a noite para qualquer localidade do globo. Assim, no pôr-do-sol, Saturno está a nascer ao leste e no sol nascente está se pondo a oeste. À meia-noite (local), Saturno estará no alto no céu ao Sul [no hemisfério Norte], ou no alto no céu ao norte [no hemisfério Sul].

Observações de Saturno e seus anéis

A maioria dos astrônomos afirma que a um dos pontos altos de suas vidas ocorre na primeira vez em que observam Saturno por um telescópio. De fato, até observarmos os anéis de Saturno com os nossos próprios olhos, parece difícil de acreditar que algo tão estranho e lindo possa existir.

Que poder óptico é necessário para observar os anéis? Embora haja quem afirme ter conseguido observá-los com menos, recomenda-se uma ampliação de no mínimo 25 vezes. Nesta ampliação os anéis serão pequenos porém inconfundíveis. Se observados através de um potente telescópio com 150 vezes de ampliação, os detalhes dos anéis tornam-se fascinantes.

Por estranho que possa parecer, a oposição consiste no pior momento para se observar os anéis, porque a luz solar incidente diretamente na sua frente não permite a ocorrência de sombras. Os melhores momentos para se observar os anéis ocorrem um mês antes e um mês depois da oposição, quando o Sol forma um ângulo com os anéis. E esta disposição fornece uma sombra dos anéis no globo de Saturno, reforçando o efeito tri-dimensional.

Existem outras coisas para observar além dos anéis. Em primeiro lugar, os detalhes dentro dos anéis. Uma banda escura, denominada Divisão de Cassini, batizada com esse nome em homenagem ao seu descobridor Giovanni Domenico Cassini (1625-1712), divide o escuro anel exterior do anel interior mais brilhante. Eventualmente pode ser possível observar um tênue anel interior, conhecido como o Anel Crepe.

As luas de Saturno

Enquanto Júpiter tem quatro luas brilhantes, Saturno uma maior variedade de luas. A mais brilhante é Titã, a única lua do Sistema Solar com condições suficientes para ter uma densa atmosfera. As imagens de Titã obtidas pela sonda Cassini mostram-nos uma paisagem até certo ponto familiar com montes e lagos, embora estes lagos sejam formados metano líquido e não de água. Titã é facilmente visível em pequenos telescópios e aparece como um pequeno ponto de luz.

Com uma maior atenção e uma maior abertura de telescópios mais poderosos, podemos ver mais luas de Saturno. Grande parte das maiores luas movem-se no mesmo plano dos anéis, inclinadas relativamente a um observador na Terra. Um programa simulador como o Stellarium, pode mostrar as posições exatas das luas numa dada noite.

Japeto

A lua Japeto é particularmente interessante. A sua órbita situa-se num plano que não os dos anéis e de outras luas brilhantes, e está regularmente longe do planeta. É aí necessária a ajuda de um destes planetários informáticos para diferenciá-la das estrelas de fundo. Mas a sua característica mais estranha é a forma como muda de brilho, de um lado da sua órbita para o outro. Quando se encontra na elongação este, como estará no dia 30 de março, Japeto terá magnitude 11,9. Na elongação oeste, no dia 7 de maio, terá magnitude 10,1, quase dois pontos mais brilhante.

A variação no brilho de Japeto era um mistério até que a Cassini enviou de volta imagens detalhadas da lua, que mostraram que o seu hemisfério principal (que se apresentará na nossa direção no dia 30 de março) é escurecido por material recolhido à medida que orbita Saturno, enquanto o seu hemisfério oposto é pristinamente esbranquiçado.

A mudança no brilho da Japeto é facilmente observável se o seguirmos ao longo de uma órbita completa, por 79 dias.

Fonte

Space.com: Lord of the Rings in Opposition

Interpretação artística de uma aurora na Terra Aurora há 3,4-4,45 bilhões de anos. A oval da aurora era bem maior em relação ao que acontece hoje. Trata-se do resultado da interação de um fraco campo magnético dipolar terrestre e a pressão do vento solar com uma dinâmica mais acentuada. A intensidade da aurora é mais brilhante, devido à maior densidade do vento solar, muitas vezes maior do ocorre hoje. A cor dominante reflete as energias das partículas em precipitação na antiga atmosfera redutora. Créditos: J. Tarduno e R. Cottrell

O campo magnético da Terra, que nos protege da radiação letal do Sol, bem como dos ventos solares, surgiu no núcleo do planeta ainda mais cedo do que se pensava na história da Terra. Embora esse campo, há 3,45 bilhões de anos, não tenha sido forte o suficiente para proteger a vida na Terra, novas descobertas sugerem que o jovem planeta era significativamente mais úmido do que é agora, conforme grupo de pesquisadores que descobriram um campo magnético antigo congelado nas rochas encontradas na África do Sul.

John Tarduno da Universidade de Rochester, nos Estados Unidos, e sua equipe, mediram o campo magnético detectado em uma amostra de rochas vulcânicas recolhidas no Cinturão Barberton Greenstone.

Como se investiga isso? Em geral quando rochas vulcânicas se solidificam, um pequeno número de inclusões magnéticas – preso dentro de rocha fundida – permanece alinhado com o campo magnético da Terra. Assim, as rochas vulcânicas agem como dispositivos de gravação, registrando a força e a configuração do campo magnético no momento da sua solidificação, deixando uma assinatura do comportamento do magnetismo terrestre no passado.

Super SQUID

Em primeiro lugar, a equipe teve que criar um dispositivo capaz de medir o campo magnético minúsculo dentro das rochas, e para isso, os pesquisadores escolheram um dispositivo de interface quântica supercondutora ou magnetômetro SQUID. O dispositivo padrão SQUID disponível carecia em atingir a sensibilidade requisitada por Tarduno e sua equipe. Assim, os pesquisadores tiveram de personalizar o aparelho, reduzindo o diâmetro da zona sensível até apenas 6 mm.

Usando o SQUID adaptado, os cientistas foram capazes de confirmar a análise dos cristais de silicato de 3,5 bilhões anos de idade tinha mostrado um campo magnético originado no núcleo da Terra. Assim esta descoberta adiciona mais informações ao estudo do campo magnético terrestre, uma vez que o mais antigo registro do campo magnético da Terra antes desta pesquisa foi datado de 3,2 bilhões de anos, descoberto em outro afloramento de diferentes tipos de rochas vulcânicas na África do Sul.

Outro desafio enfrentado pelos pesquisadores foi o de isolar as amostras de rocha que efetivamente não sofreram grandes alterações ao longo dos últimos 3,5 bilhões anos. As inclusões magnéticas contidas no interior dos cristais de silicato isolados são propensas a mudanças químicas e estruturais, como resultado da formação das montanhas nesta área. “Este é como o cenário da ‘história de Cachinhos Dourados’, onde necessitamos de uma quantidade suficiente de partículas magnéticas para fazer o registro, mas não em demasia para falsear os resultados”, disse Tarduno.

O Sol, o vento solar e a magnetosfera terrestre ( representada na cor azul). Há 3,5 bilhões de anos o campo magnético terrestre tinha metade do tamanho atual. Crédito da imagem: NASA

O protetor da vida

O campo magnético da Terra é gerado pelo movimento de ferro fundido nas profundezas externas do núcleo do planeta – a força de Coriólis ajuda a criar um padrão de convecção nesta área, levando a criação de um geodínamo. Atualmente, o campo magnético terrestre se estende até a magnetosfera, que atinge até 60.000 quilômetros, ou 10,7 raios terrestres na direção do Sol e bem mais longe na direção oposta ap Sol. A magnetosfera termina na magnetopausa, o que representa um “ponto morto” entre o campo magnético da Terra e a energia dos ventos solares – a vida na Terra depende da magnetosfera para protegê-la.

Adicionalmente, os pesquisadores descobriram que o campo magnético terrestre foi significativamente mais fraco há 3,5 bilhões de anos. E mais ainda, os cientistas usaram um modelo solar estabelecido para concluir que, enquanto o sol estava ejetando material para o espaço (vento solar) a uma taxa de 100 vezes maior do que a média do hoje observada. A combinação desses dois fatores significa que o magnetopausa estava na metade da distância da Terra que hoje.

Este cenário proposto leva a conclusões dramáticas sobre a Terra primordial. Tarduno disse que essas condições teriam permitido a perda de vastas quantidades de água para o espaço (no processo de erosão atmosférica causada pelo vento solar) antes do ciclo da água ter se estabilizado no planeta. Por esta razão, os cientistas concluíram que o planeta jovem, antes do aumento do campo magnético, continha muito mais água do que se pensava anteriormente e significativamente muito mais água do que encontramos atualmente.

Esta pesquisa foi publicada na revista Science.

Fontes:

Science: Geodynamo, Solar Wind, and Magnetopause 3.4 to 3.45 Billion Years Ago

Autores: John A. Tarduno,^1,2 Rory D. Cottrell,¹ Michael K. Watkeys,³ Axel Hofmann,³ Pavel V. Doubrovine,^1,4 Eric E. Mamajek,² Dunji Liu,⁵ David G. Sibeck,⁶ Levi P. Neukirch,² Yoichi Usui^1,7

¹ Department of Earth and Environmental Sciences, University of Rochester, Rochester, NY 14627, USA.
² Department of Physics and Astronomy, University of Rochester, Rochester, NY 14627, USA.
³ School of Geological Sciences, University of KwaZulu-Natal, Durban 4000, South Africa.
⁴ Physics of Geological Processes, University of Oslo, Oslo 0316, Norway.
⁵ Beijing SHRIMP Centre, Chinese Academy of Geological Sciences, 26 Baiwanzhuang Road, Beijing 100037, China.
⁶ Code 674, NASA/Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD 20771, USA.
⁷ Department of Earth Sciences, Tohoku University, Sendai, Miyagi 980-8578, Japan.

Physicsworld.com: Earth’s magnetic field older than we thought

Sistema HM Cancri: par binário de anãs brancas emissor de raios-X tem o menor período de rotação já medido - 5,4 minutos. A distância entre as anãs brancas é tão pequena (menos de ¼ da distância da Terra à Lua) que elas trocam matéria entre si.

Uma equipe multinacional de astrônomos demonstrou que o par de objetos estelares do sistema binário HM Cancri, orbitam o seu centro de massa em somente 5,4 minutos. Isto torna o sistema HM Cancri o par binário com o período orbital mais curto conhecido. Também se trata da menor dupla já detectada. O sistema binário tem só 8 vezes o diâmetro da Terra, o que é equivalente a não mais do que ¼ da distância da Terra à Lua.

Par de anãs-brancas em balé cósmico

O sistema binário consiste de duas anãs brancas. As anãs brancas são as cinzas queimadas remanescentes de estrelas similares ao nosso Sol têm uma composição  altamente compactada de hélio, carbono e oxigênio. As duas anãs brancas em HM Cancri estão tão próximas uma da outra que material de uma estrela é transportado para a outra. HM Cancri foi descoberto em 1999 como uma fonte de raios-X e com o tal período de 5,4 minutos. Contudo, durante muito tempo não se sabia se o período de 5,4 minutos realmente indicava o período orbital real do sistema. Era tão curto que os astrônomos estavam hesitantes em aceitar esta possibilidade sem mais evidências concretas.

A equipe de astrônomos, liderada pelo Dr. Gijs Roelofs do Centro para Astrofísica Harvard-Smithsonian, usou um dos maiores telescópios do mundo, o sistema Keck no Hawaii, para provar que o período de 5,4 minutos era realmente o período do par binário em rotação em torno de seu centro de massa. Isto foi feito através da detecção das variações na velocidade observadas nas linhas espectrais da luz de HM Cancri. Estas variações na velocidade são induzidas pelo efeito Doppler, provocado pelo movimento orbital das duas anãs brancas em órbita uma da outra. O efeito Doppler faz com que as linhas do espectro eletromagnético periodicamente oscilem desde o azul para o vermelho e vice-versa.

Ilustração mostra o balé da morte de duas anãs-brancas. Os objetos espiralam em queda em torno de seu centro de massa em consequência da Teoria da Relatividade Geral de Einstein que prevê que o sistema binário irá perder sua energia orbital ao gerar ondas gravitacionais. Clique na imagem para ver animação em quicktime. Crédito: NASA/Chandra

As observações de HM Cancri foram um desafio devido ao período extremamente curto e ao fraco brilho deste sistema. Situado a uma distância de aproximadamente 16.000 anos-luz da Terra, o par binário tem um brilho não maior do que um milionésimo das estrelas mais tênues visíveis a olho nu.

Fonte de Raios-X

“Este sistema é interessante sob muitos aspectos: tem um período extremamente curto, a massa oscila de uma estrela e colide no equador da outra, onde liberta mais do que o inteiro poder total do nosso Sol em raios-X. Este sistema deve ser também um poderoso emitente de ondas gravitacionais, que um dia poderão ser detectadas a partir deste tipo de sistema binário”, afirmou o professor Tom March da Universidade de Warwick e um dos membros da equipe.

Danny Steeghs, doutor da mesma universidade e também pertencente ao grupo de cientistas desta descoberta, afirmou: “Há uns anos atrás propusemos que HM Cancri era realmente um binário de contato, que consistia em duas anãs brancas e que o período de 5,4 minutos era o período orbital. É muito gratificante ver este modelo confirmado pelas nossas observações, especialmente uma vez que as nossas primeiras tentativas foram prejudicadas pelo mau tempo.”

O artigo que descreve as observações de HM Cancri foi publicado na edição de 10 de Março do Astrophysical Journal Letters, entitulado “SPECTROSCOPIC EVIDENCE FOR A 5.4 MINUTE ORBITAL PERIOD IN HM CANCRI“

“Este tipo de observações está no limite do que é atualmente possível. Não só precisamos dos maiores telescópios do mundo, mas também têm que estar equipados com os melhores instrumentos disponíveis,” explica o professor Paul Groot da Universidade Radboud em Nijmegen, nos Países Baixos.

Ondas gravitacionais?

“O binário HM Cancri representa um grande desafio para o nosso conhecimento da evolução estelar e binária,” acrescentou o Dr. Gijs Nelemans da mesma universidade. “Nós sabemos que o sistema originou-se a partir de duas estrelas convencionais que de algum modo espiralou e formou o par binário, provavelmente em episódios mais antigos de transferências de massa, mas a física deste processo ainda é pouco conhecida. O sistema é também consiste em uma grande oportunidade para a verificação da teoria da relatividade geral. Deve ser um dos maiores emissores de ondas gravitacionais. Nós esperamos detectar Estas distorções do espaço-tempo diretamente com o futuro satélite LISA. Provavelmente, HM Cancri será um sistema alvo desta missão.”

Fontes

Physorg.com: Most extreme white dwarf binary system found with orbit of just 5 minutes

ArXiv.org: Most extreme white dwarf binary system found with orbit of just 5 minutes

Astrophysical Journal: SPECTROSCOPIC EVIDENCE FOR A 5.4 MINUTE ORBITAL PERIOD IN HM CANCRI

Universidade de Warwick: Most extreme white dwarf binary system found with orbit of just 5 minutes

O gráfico mostra as estatísticas com a freqüência de fortes terremotos e o número de mortes associado. Crédito: USGS

Primeiro o chão sacudiu no Haiti, em seguida, no Chile e agora na Turquia. Parece que os terremotos têm vindo cedo e forte este ano, levando as pessoas a se perguntar se algo sinistro está acontecendo debaixo de seus pés. Contudo, não é bem isto que está acontecendo na realidade…

Embora tenhamos a impressão que mais terremotos estão ocorrendo agora, não é este realmente o caso. O problema é o que acontece acima do solo e não o que acontece embaixo, dizem os especialistas.

Cada vez mais, as pessoas se mudam para as mega-cidades que infelizmente foram construídas sobre as linhas de falha. Lá chegando, novos problemas surgem uma vez que há novos edifícios que têm sido construídos sem atender aos padrões mínimos necessários para resistir aos terremotos, dizem os cientistas.

O progresso tecnológico gera uma falsa impressão da onipresença dos terremotos

Além disso, a moderna cobertura global com 24 horas de notícias, bem como um melhor acompanhamento sísmico, devido ao progresso tecnológico, faz parecer que os terremotos estão onipresentes.

“Eu posso definitivamente afirmar que o mundo não está chegando ao fim”, disse Bob Holdsworth, especialista em placas tectônicas da Universidade de Durham, norte da Inglaterra, referindo-se ao número atual de terremotos.

Um terremoto de magnitude 7,0 no mês passado matou mais de 230.000 pessoas no Haiti. Há quase duas semanas, um sismo de magnitude 8,8 (o quinto mais forte do século desde 1900), matou mais de 900 no Chile. Agora, na segunda-feira, um abalo de magnitude 6,0, antes do amanhecer, varreu a área rural leste da Turquia, matando mais de 50 pessoas.

Usualmente, em média, há 134 sismos por ano, com uma magnitude entre 6,0 e 6,9 de acordo com o Serviço Geológico dos Estados Unidos (USGS).  Este ano, tivemos um início um pouco mais acelerado com 40 sismos dessa classe até agora (09 de março de 2010), o que representa mais do que a média habitual para este período de tempo.

Mas isso ocorreu porque o recente e poderoso terremoto de 8,8 graus no Chile gerou um grande número de réplicas, enchendo as estatísticas, disse Paul Earle,  sismólogo da USGS.

Além disso, não é apenas o número de terremotos que realmente importa, mas o impacto devastador que nos chama a atenção, com grandes fatalidades em grande parte devido às desobediência em seguir as normas de segurança na construção e a excessiva aglomeração de pessoas em áreas de alto risco, disse Earle.

“O mantra que entoamos é que os terremotos não matam as pessoas, o que as mata são os edifícios”, exclamou Earle.

Notamos mais mortes por terremotos na última década do que em períodos recentes anteriores, disse o geólogo Roger Bilham da Universidade do Colorado, que acaba de regressar do Haiti. Em uma coluna de opinião no mês passado na revista Nature, Bilham reivindicou a aplicação de melhores padrões de construção em megacidades em todo o mundo. Em seu estudo, realizado em 2009, as mortes por terremotos, a população, a intensidade dos terremotos e outros fatores terremoto produziram resultados alarmantes. E isto foi relatado antes Haiti, Chile e Turquia.

“Nós observamos que houve quase 4 vezes mais mortes nos últimos 10 anos do que nos 10 anos anteriores”, disse Bilham à Associated Press na segunda-feira, 08 de março de 2010. “Este resultado é definitivamente assustador.”

Recorde Chinês: 440.000 mortos na década de 70

Outros especialistas afirmam também que eles têm notado um aumento geral de mortes por terremotos. A Organização Mundial de Saúde relata cerca de 453 .000 mortes por terremotos na década de 2000-2009, significativamente mais do que nas duas décadas anteriores. Em contrapartida, na década de 70, um forte terremoto havia dizimado 440.000 pessoas na China (o número correto de vítimas permanece desconhecido).

Mas esses números variam contundentemente a cada ano. Os peritos em estatística alegam que a natureza de sucesso ou fracasso da quantidade de mortes por terremoto faz com que seja difícil estabelecer as reais tendências das mortes.

Uma rápida análise por dois peritos em estatística não encontrou nenhuma tendência significativa de variação na quantidade de terremotos na Terra para cima ou para baixo desde a década de 1970 devido à variabilidade. No entanto, a percepção dos especialistas em terremotos é que as mortes aumentaram pelo menos desde o início 1980 (a década de 70 foi um ‘ponto fora da curva’ devido à catástrofe chinesa, já citada).

Densidade da população faz com que terremotos mais fracos produzam mais vítimas

O terremoto no Haiti provavelmente estabeleceu um sombrio recorde moderno de mortes para sua magnitude (não tão elevada quanto ao valor da intensidade do sismo no Chile) “somente em função de uma multidão de pessoas aglomeradas em uma região que não estava preparada adequadamente para sofrer um terremoto” (!), ressaltou o geólogo da Universidade de Miami, Tim Dixon.

Especialistas em desastres dizem estar observando agora mais mortes, especialmente em terremotos que não seriam tão letais há algumas décadas. Eles apontam para dados relativos a dois tremores na Turquia e na Índia: um terremoto em Izmit em 1999 que matou 18.000 pessoas e o de 2001 em Bhuj, um desastre que matou 20.000.

“Olhe para alguns dos últimos grandes” tremores recentes, disse Debarati Guha-Sapir, diretor de epidemiologia de desastres centro de pesquisa da OMS. “Se tivesse acontecido um terremoto como estes de Bhuj ou Izmit há 30 anos atrás, os eventos teriam sido relativamente insignificantes, dado que as populações dessas cidades [há 30 anos] eram pouco mais de um terço da que presenciou os terremotos. O aumento da densidade populacional faz com que pequenos eventos tornem-se mais importantes.”

Cenário sombrio

Os especialistas em desastres e terremotos dizem que o cenário só irá piorar. Das 130 cidades no mundo com mais de 1 milhão de habitantes, mais da metade estão em locais com falhas geológicas, em regiões de alto risco, tornando-as mais propensas a terremotos, lembrou Bilham.

“Eu calculei que atualmente mais de 400 milhões de pessoas correm riscos somente por causa disto”, completou Bilham.

As nações em desenvolvimento, onde há uma explosão demográfica, não tem prestado atenção nos preparativos contra terremotos, comentou Bilham. “Se você tem graves problemas para se alimentar, você não vai efetivamente se preocupar com terremotos.”

Ele disse que quando foi ao Haiti após o terremoto de janeiro de 2010, tinha esperança de que a construção seria a prova de terremotos, pois isto já havia sido enfatizado. Em vez disso, as pessoas tiveram suas casas reconstruídas de forma insegura.

Outra razão que os terremotos parecem piores é que eles atualmente chamam mais atenção da humanidade. O fenômeno do Haiti foi rapidamente seguido pelo tremor de escala 8,8 no Chile que captou a atenção de todos.

Mas isto não vai durar muito tempo, disse o pesquisador Dennis Mileti, ex-comissário para a segurança sísmica do Estado da Califórnia.

“As pessoas prestam muita atenção ao mundo violento em que sempre temos vivido”, afirmou Mileti. “Se aguardarmos por mais seis meses e não ocorrerem novos terremotos [com vítimas], a maioria das pessoas irá esquecer estes eventos do início de 2010″.

Para saber sobre os últimos terremotos no mundo, acompanhe no Painel Global.

Fontes e referências

Physorg.com: Not more quakes, just more people in quake zones

Ciência Hoje: Actividade sísmica que abala o Mundo é ‘coincidência’

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Mapa de Marte gerada pelo instrumento Shallow Radar da MRO mostra depósitos glaciais. O mapa cobre uma área de 1050 por 775 km. Crédito: NASA/JPL-Caltech/ASI/University of Rome/Southwest Research Institute

Imagens de radar recentemente capturadas pela sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) mostraram que vastos glaciares (de água congelada em Marte) são comuns na região de latitude média ao norte de Marte, mas temos que procurar sob a superfície para encontrá-las.

Imagens ‘antes e depois’ da HiRISE focaram uma cratera recente de meteorito com 12 metros, localizada em Arcadia Planitia em Marte. As fotos mostram como os depósitos de gelo (água) escavados pelo meteorito e expostos nesta cratera esvaneceram ao longo do tempo. As imagens, com 35 metros de diâmetro cada, foram capturadas em novembro de 2008 e janeiro de 2009 pela câmera HiRISE da MRO. Crédito: NASA / JPL-Caltech / University of Arizona

Estes depósitos escondidos de gelo marciano enterrado haviam sido confirmados pelos cientistas há dois anos, mas estudos recentes do Planeta Vermelho pela Mars Reconnaissance Orbiter revelam novas evidências de como o gelo pode ter se originado por lá.

Água remanescente que permaneceu protegida pelos detritos

Os cientistas pensam que os glaciares em Marte podem ser remanescentes “fósseis” de um passado onde o clima era diferente do atual, quando as placas de gelo regional recuaram.

“A hipótese aventada é que toda a região estava coberta por uma camada de gelo durante um período climático distinto e quando acabou este período, estes depósitos lá permaneceram, nos locais que estavam protegidos da atmosfera por uma camada de detritos,” afirmou Jeffrey Plaut do JPL (Jet Propulsion Laboratory) da NASA em Pasadena, Califórnia.

O gelo se encontra espalhado por centenas de quilômetros, em uma região chamada Deuteronilus Mensae, na latitude média marciana.

Plaut e colegas recentemente usaram o instrumento Shallow Radar da MRO para compor um mapa do gelo de Marte, “a partir de mais de 250 observações de uma área com aproximadamente o tamanho do estado da Califórnia.”

Espessas geleiras enterradas facilitarão futuras missões a Marte

“Nós mapeamos toda a área com uma densa cobertura,” afirmou Plaut. “Estas características não são isoladas. Nesta área, o radar detecta espesso gelo subsuperficial em vários locais.”

Os investigadores apresentaram este novo mapa na 41ª Conferência de Ciência Lunar e Planetária, em Houston, Texas, EUA.

Os estudos futuros deste gelo enterrado poderão revelar mais informações sobre as condições ambientais da época glacial em que foram depositados. Os glaciares podem ser um alvo promissor para uma futura missão a Marte , afirmaram os cientistas.

A Mars Reconnaissance Orbiter é a mais poderosa sonda robótica colocada na órbita de Marte.

A MRO foi lançada em 2005 e alcançou o Planeta Vermelho em março de 2006. Até hoje, esta sonda já enviou para a Terra mais de 100 terabits de dados e fotografias. Este valor é superior à soma combinada de todos os dados já enviados por outras missões a Marte.

Fontes e referências

Science Daily:

• Radar Map of Buried Martian Ice Adds to Climate Record
• Concealed Glaciers Discovered On Mars At Mid-Latitudes
• Mars Express Probes The Red Planet’s Most Unusual Deposits
• Interior Of Mars Is Colder Than Previously Thought, So Any Possible Liquid Water Would Be Deep Underground
• Radar Map Of Buried Mars Layers Matches Climate Cycles
• Mars’ South Pole Ice Deep And Wide

Space.com: Hidden Glaciers Are Common on Mars por Clara Moskowitz

'Terra-Bola-de-Neve': especula-se que a Terra passou por alguns períodos em que a glaciação atingiu até a região equatorial e a Terra inteira ficou coberta por gelo e neve. Agora, no Canadá, cientistas descobrem mais evidências deste fenômeno que impactou na evolução da vida.

Uma equipe de geólogos forneceu novas evidências sobre a invasão do gelo marinho até o equador terrestre há 716,5 milhões anos. Os resultados, publicados na revista Science, proporcionam novos detalhes sobre como a Terra virou uma ‘bola de neve’ e os novos dados reforçam a teoria de que o planeta esteve coberto de gelo em todas as latitudes. Mas, com exceção dos animais complexos, os principais grupos de eucariotas já existiam antes da glaciação.

Nesta foto do território de Yukon no Canadá, vemos uma camada rica em ferro de 716,5 milhões de anos. Aqui vemos os depósitos glaciais (na cor marrom) em cima de um antigo recife de carbonato (na cor cinza) que se formou nos trópicos. Crédito: Francis A. Macdonald / Harvard University

O ponto de partida da pesquisa conduzida pelos cientistas da Universidade de Harvard consistiu na análise das rochas antigas encontradas no noroeste tropical do Canadá (montanhas Yukon).

O diagrama mostra as eras desde 1 bilhão até 550 milhões de anos atrás. Em verde são destacados os supostos períodos quando a Terra ficou inteiramente coberta de neve.

“Esta é a primeira vez que foi demonstrado que a era glacial Sturtian também se estendeu até as latitudes tropicais, evidências diretas de que essa era do gelo gerou a ‘Terra-Bola-de-Neve’, disse Francis A. Macdonald, autor e professor adjunto do Departamento de Ciências Planetárias e Ciências da Terra da Universidade de Harvard. “Nossos dados também sugerem que a glaciação Sturtian durou pelo menos 5 milhões de anos”, acrescentou o pesquisador.

Vida Eucariótica

Entre os dados fornecidos pelos cientistas destaca-se a análise da vida eucariótica. De acordo com o artigo “Calibrating the Cryogenian”, publicado na Science, a luz solar e a água líquida superficial  permaneceram disponíveis em algum lugar na superfície da Terra para permitir a sobrevivência da vida eucariótica.

Os pesquisadores também assinalam que os primeiros animais surgiram praticamente ao mesmo tempo, seguindo um aumento significativo na proliferação dos eucariotas.

“Mesmo em uma Terra convertida em ‘bola de neve’ havia gradientes de temperatura e é provável que o gelo fosse dinâmico e fluente, enfraquecendo-se e formando áreas locais de águas abertas, fornecendo um refúgio para a vida”, disse Macdonald .

“O registro fóssil sugere que todos os principais grupos eucarióticos, com exceção dos animais complexos, já existiam antes da glaciação Sturtian”, disse Macdonald. Por esta razão, os pesquisadores se perguntaram: se houve uma ‘Terra-Bola-de-Neve’, como é possível a sobrevivência dos eucariotas?

Assim, os cientistas indagam: foi a glaciação Sturtian que estimulou a origem e a evolução dos animais?

“Do ponto de vista da evolução nem sempre é algo negativo que a vida na Terra sofra situações extremas”, relembra o pesquisador.

Pedras tropicais no Canadá

As rochas estudadas por Macdonald e sua equipe no Território de Yukon (Canadá) mostraram evidências de depósitos glaciais e outros sinais de glaciação tais como as superfícies estriadas (rochas transformadas em partículas de tamanhos variados), detritos transportados pelo gelo e deformação dos sedimentos não consolidados.

A partir da análise do magnetismo e da composição destas rochas, os cientistas determinaram que há 716,5 milhões anos as rochas estavam no nível do mar nos trópicos, a cerca de 10° de latitude.

O albedo relativo aos tipos de superfície: repare no alto albedo da neve (snow) e das nuvens (cumulus, stratus e cirrus). A neve fresca (snow fresh) tem maior albedo que a neve antiga (snow old). Por outro lado o nível mais baixo de albedo está nos oceanos (water).

O Albedo da Terra

“Devido ao alto albedo do gelo, os modelo climáticos estimam que se o gelo do mar alguma vez chegou até os 30° de latitude a partir do Equador, então todo o resto do oceano se congelaria rapidamente” em seguida, afirmou o autor principal do artigo. Isto demonstra que o estudo nos permite entender com “bastante certeza” que havia gelo em todas as latitudes da Terra durante a glaciação Sturtian.

Embora os cientistas não saibam com exatidão que eventos provocaram ou encerraram o período Criogeniano, MacDonald disse que sua duração de 176,5 milhões de anos coincide com a existência de uma grande região vulcânica que se estendia por mais de 1.500 quilômetros do Alasca até a Ellesmere Island, no extremo noroeste do Canadá. Esta coincidência pode significar que possivelmente o gelo finalmente se precipitou ou terminou devido a uma intensa atividade vulcânica.

Fontes e referências

Science Magazine: “Calibrating the Cryogenian” vol 327, 5 de março de 2010

Autores: Francis A. Macdonald, Mark D. Schmitz, James L. Crowley, Charles F. Roots, David S. Jones, Adam C. Maloof, Justin V. Strauss, Phoebe A. Cohen, David T. Johnston e Daniel P. Schrag

SINC: A idade do gelo, que deixou a Terra em “bola de neve ‘ocorreu 716,5 milhões anos atrás

Science Daily:

• Snowball Earth: New Evidence Hints at Global Glaciation 716.5 Million Years Ago
• Carbon Dioxide Helped Ancient Earth Escape Deathly Deep Freeze
• Study Casts Doubt On ‘Snowball Earth’ Theory
• Melting The Snowball Earth
• New Evidence Puts ‘Snowball Earth’ Theory Out In The Cold
  

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O ESO revelou detalhes da delicada nebulosa do Morcego em Órion. Esta imagem foi obtida com o instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla, no Chile. Crédito: ESO

NGC 1788 é uma ilha de estrelas bebês que reside nos arredores de Órion

A Nebulosa NGC 1788 reside em um canto escuro e esquecido da constelação de Órion. Agora, o ESO (Observatório Europeu do Sul) liberou uma nova e detalhada imagem que nos mostra sua exuberância. Embora esta nuvem fantasmagórica se encontre afastada das estrelas brilhantes de Órion, os poderosos ventos e radiação oriundos destas estrelas tem provocado um forte impacto na nebulosa, formatando-a transformando-a em uma maternidade estelar repleta de estrelas bebês.

Os observadores assíduos do céu estão bem familiarizados com a forma característica da constelação do Órion, o caçador. Poucos deles, no entanto, conhecem a nebulosa NGC 1788, um tesouro cósmico sutil, escondido apenas a alguns graus de distância das estrelas brilhantes do cinturão de Órion (as 3 Marias).

A região em volta da NGC 1788, na constelação de Órion. Crédito: ESO/Digitized Sky Survey 2

NGC 1788 é uma nebulosa de reflexão, na qual o gás e poeira dispersam a radiação emanada de grupo de estrelas jovens, de tal modo que este brilho tênue toma a forma de um gigantesco morcego de asas abertas. Nesta imagem são visíveis bem poucas estrelas pertencentes à nebulosa, uma vez que a maior parte delas se encontra obscurecida pelos casulos de poeira que as rodeiam. O sol mais proeminente, chamado de HD 293815, é visível como a estrela brilhante na parte superior da nuvem, logo acima do centro da imagem e da zona de poeira bem obscura que atravessa toda a nebulosa.

Embora à primeira vista a nebulosa NGC 1788 pareça uma nuvem cósmica isolada, observações que cobrem um campo maior do apresentado na imagem revelou que as estrelas brilhantes de grande massa, pertencentes ao vasto conjunto de grupos estelares de Órion, foram decisivas no processo de formação da NGC 1788 estimulando a formação estelar na nebulosa. Estas estrelas de grande massa são também responsáveis pela ignição do hidrogênio gasoso nas partes da nebulosa que se encontram de frente para Órion, originando a borda vermelha quase vertical que se pode observar na metade esquerda da imagem.

Estrelas com menos de 1 milhão de anos!

Todas as estrelas desta região são extremamente jovens, com idades médias de apenas um milhão de anos, um mero piscar de olhos quando comparados com os 4,55 bilhões de anos do nosso Sol. Analisando-as em detalhe, os astrônomos descobriram que estas estrelas “da pré-escola” se separam naturalmente em três classes diferentes: as ligeiramente mais velhas, situadas do lado esquerdo da borda vermelha, as relativamente jovens, à sua direita, formando o pequeno agrupamento fechado no interior da nebulosa, iluminando-a, e eventualmente as muito jovens, ainda bastante embebidas no interior dos seus casulos de poeira, local onde nascem, mais para a direita. Embora nenhuma destas últimas seja visível na imagem devido ao obscurecimento por parte da poeira, dúzias delas foram reveladas através de observações feitas nos comprimentos de onda do infravermelho e do milímetro.

Esta fina distribuição de estrelas, com as mais velhas situadas mais próximo de Órion e as mais jovens concentradas no lado oposto, sugere que a onda de formação estelar, gerada em torno das estrelas quentes de grande massa de Órion, se propagou ao longo de NGC 1788 e também bem além.

Esta imagem foi obtida com o instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla, no Chile.

Fonte

ESO: O Morcego Cósmico

Mapa mineral de amostra do cometa P81/Wild2 coletada pela missão Stardust em cores falsas sobreposto em uma montagem de imagens obtidas pelo instrumento TEM (Transmission Electron Microscope). Crédito: Laboratório Nacional Lawrence Livermore

Os astrônomos em geral estimam que os cometas sejam alguns dos corpos mais antigos e primitivos no Sistema Solar. Agora, novos resultados das análises das amostras do Cometa 81P/Wild 2 coletados pela sonda Stardust indicam que material do Sistema Solar interior foi transportado até as regiões de formação cometária pelo menos 1,7 milhões de anos depois da formação dos corpos sólidos mais antigos do Sistema Solar.

Restrições na idade dos cometas

Os pesquisadores do Laboratório Nacional Lawrence Livermore em colaboração com outros órgãos* estimaram a primeira restrição da idade do material cometário retirado de um cometa conhecido. As descobertas foram publicadas na edição de 25 de Fevereiro de 2010 da revista Science.

Imagem da secção analisada na análise das amostras do cometa P81/Wild2, que mostra minerais rodeados pelo aerogel comprimido. Crédito: Laboratório Nacional Lawrence Livermore

A missão Stardust da NASA foi lançada em 1999 com o objetivo de coletar amostras e investigar o cometa Wild 2, A espaçonave Stardust foi projetada em torno da suposição de que os cometas preservam restos primordiais dos materiais que ajudaram a formar o Sistema Solar. Em 2006, a sonda Stardust retornou à Terra trazendo as primeiras amostras capturadas do cometa Wild 2.

Os cientistas pensavam que a missão iria fornecer uma visão unificada sobre as origens do Sistema Solar ao coletar amostras, grãos amorfos do meio interestelar e a verdadeira poeira estelar (grãos cristalinos originários de estrelas distantes). Entretanto, os resultados iniciais pintaram uma imagem diferente. Ao invés do esperado, os materiais retirados do cometa 81P/Wild 2 consistiram de materiais de modificados por altas temperaturas, incluindo ligas ricas em cálcio-alumínio (CAI em inglês), os objetos mais antigos formados na nebulosa solar. Estes objetos  seformaram nas regiões interiores da nebulosa proto-solar e são comuns em meteoritos.

A presença de CAIs no cometa 81P/Wild 2 indica que a formação do Sistema Solar incluiu misturas em distâncias radiais muito maiores do que as reconhecidas pelos cientistas nos passado.

Teorias antigas sobre a formação cometária foram desafiadas

“Muitas pessoas imaginavam que os cometas se formaram em total isolamento do resto do Sistema Solar. Nós mostramos que isto não é verdade”, havia dito em 2006 Donald Brownlee, o principal investigador da missão Stardust.

“O material do Sistema Solar interior no cometa Wild 2 indica a importância do transporte radial do material a grandes distâncias na antiga nebulosa solar,” afirmou a autora líder da pesquisa, Jennifer E. P. Matzel, do laboratório do Instituto de Geofísica e Ciência Planetária e do Instituto Glenn T. Seaborg. “Estas descobertas também levantam importantes questões tocantes à escala de tempo da formação dos cometas e à relação entre o Wild 2 e outros objetos da nuvem primordial proto-solar.” As análises mostraram que os materiais do Sistema Solar interior formaram-se 1,7 milhões de anos após o início da formação das CAI.

* Organizações que participaram desta pesquisa:

¹ Institute of Geophysics and Planetary Physics, Lawrence Livermore National Laboratory, Livermore, CA 94550, USA.
² Glenn T. Seaborg Institute, Lawrence Livermore National Laboratory, Livermore, CA 94550, USA.
³ Department of Astronomy, University of Washington, Seattle, WA 98195, USA.
⁴ Department of Earth and Space Sciences, University of California, Los Angeles, CA 90095, USA.
⁵ Department of Mineral Sciences, National Museum of Natural History, MRC-119, Smithsonian Institution, Washington, DC 20560, USA.

Fontes e referências

Laurence Livermore national Laboratory: First measurement of the age of cometary material

Science: Constraints on the Formation Age of Cometary Material from the NASA Stardust Mission

Autores: J. E. P. Matzel, H. A. Ishii, D. Joswiak, I. D. Hutcheon, J. P. Bradley, D. Brownlee, P. K. Weber, N. Teslich, G. Matrajt, K. D. McKeegan e G. J. MacPherson

Universe Today: New Results from Stardust Mission Paint Chaotic Picture of Early Solar System

Space.com: New View of Comet Formation Forged in Study of Tiny

Imagem mostra a distribuição da magnitude dos tremores provocados pelo terremoto de 8,8 na escala Richter ocorrido no Chile. A linha vermelha (plate boundary) mostra o limite entre as placas tectônicas de Nazca e da América do Sul. Os círculos mostram as diferentes magnitures conforme a escala abaixo, variando de 4 a 8. Crédito: vide abaixo nas fontes *

A costa oeste da América do Sul é uma zona de subducção, onde a Placa de Nazca está se deslocando sob a Placa Sul-Americana a uma taxa média de 80 milímetros por ano. Esta colisão tectônica foi a responsável pela criação da espetacular Cordilheira dos Andes. Da mesma forma este choque provoca terremotos devastadores, como o evento de magnitude 8,8 que atingiu o mar a norte-nordeste da cidade de Concepcion em 27 de fevereiro de 2010.

O mapa acima ilustra a topografia e a profundidade da água do oceano Pacífico, revelando a influência do processo de subducção sobre a paisagem. As cores claras indicam maior elevação na superfície em terra e menor profundidade na água. As posições dos abalos e suas magnitudes estão indicadas por círculos negros. A topografia desta imagem foi baseada nos dados de radar recolhidos durante a missão topográfica Shuttle Radar Topography Mission, que voou a bordo do ônibus espacial Endeavour, em meados de Fevereiro de 2002.

A fronteira de convergência (plate boundary) das duas placas encontra-se marcada pela linha vermelha, mas mesmo sem a linha, a sua localização seria revelada pela trincheira (trench) localizada a cerca de 100 km ao largo da costa. A trincheira reside onde a placa tectônica oceânica de Nazca começa sua descida sob a placa tectônica continental Sul-Americana, formando uma zona de subducção. A trincheira é mais bem definida no lado Leste (continental crust): mergulha abruptamente passando da profundidade de apenas algumas centenas de metros (azul claro) para milhares de metros (azul escuro).

Limites convergentes ou destrutivos: quando a colisão ocorre entre uma densa placa oceânica e uma placa continental de menor densidade, geralmente a placa oceânica mergulha sob a placa continental, formando uma zona de subducção. Um exemplo deste tipo de colisão entre placas é a área ao longo da costa ocidental da América do Sul onde a placa de Nazca, oceânica, mergulha sob a placa Sul-americana, continental.

Em alguns lugares ao longo da fronteira, as duas placas podem deslizar facilmente uma sobre a outra, mas em outros locais, podem permanecer bloqueadas por algum tempo. Eventualmente, a pressão é demasiadamente grande para as rochas resistirem e elas se rompem. As placas deslizam uma sobre a outra com violência gerando terremotos. Quando ocorrem grandes terremotos submarinos, o fundo do mar pode se erguer ou afundar e eventualmente gerar os devastadores tsunamis.

A Terra vista do Espaço: Santiago antes e depois do terremoto

O satélite Terra capturou a imagem da região de Santiago em 27 de fevereiro, após o terremoto. Crédito: NASA / TERRA / MODIS

A neblina pairou sobre a região metropolitana de Santiago, no Chile, após o terremoto de magnitude 8,8 em 27 de fevereiro de 2010. Na imagem acima, capturada pelo dispositivo Moderate Resolution Imaging Spectroradiometer (MODIS) do satélite Terra da NASA às 14h25m UTC, a fumaça negra pairava sobre a parte norte da cidade, enquanto a neblina na cor branca (talvez poluição e / ou poeira) cobriu a parte sul da cidade e encheu um desfiladeiro que corta o leste para as montanhas.

A região de Santiago em 23 de fevereiro de 2010, em um dia claro. Crédito: NASA / TERRA / MODIS

A imagem inferior, capturada em 23 de fevereiro, mostra a cidade e arredores sob condições de céu claro.

Animação mostra a série de eventos associados ao megaterremoto do Chile

Sequência de eventos…

Como mostra a animação acima, o terremoto chileno foi uma seqüência de atividades distintas, todas pipocando aproximadamente ao mesmo tempo. Mas, como isso acontece ainda permanece como um mistério da ciência. O crescente estresse entre as placas tectônicas se constrói muito lentamente, gradualmente, durante séculos e, em seguida – Blam! Um rasgo na crosta se forma e se propaga tão rápido como uma bala supersônica. No mais recente megaterremoto do Chile, uma faixa de terra 700 quilômetros de comprimento foi cortada em apenas dois minutos.

Estudar as enormes forças que se alastram, operando em altas velocidades, dezenas de quilômetros abaixo da superfície, exige um duro trabalho, e é isto que faz um estudo como este tornar-se tão útil.

Se os cientistas conseguirem descobrir como as rupturas se propagam através das falhas geológicas para formar os terremotos gigantes, eles poderão ser capazes de prever o iminente capítulo final desta novela de megaterremotos chilenos, assim como os demais espalhados pelo mundo.

A USGS publicou este mapa sobre o evento de 27 de fevereiro de 2010 (amarelo), que mostra também eventos significativos anteriores, desde 1900. O triângulos roxos são os vulcões ativos.

Histórico violento

A costa chilena possui um longo histórico de violentos terremotos. Desde 1973, ocorreram 13 eventos de magnitude 7,0 ou superior. Agora, em 27 de fevereiro de 2010, o terremoto chileno ocorreu a cerca de 230 quilômetros ao norte do terremoto mais forte já medido na história (desde o início da sismologia instrumental no início do século XX): um evento ocorrido em Valdívia em maio de 1960 com magnitude 9,5 .

Localização do Grande Sismo de 1960. Repare na localização da cidade de Concepción.

O terremoto gigante de 1960 gerou um tsunami que causou destruição no litoral toda a bacia do Oceano Pacífico. Estima-se que milhares vidas foram perdidas na América do Sul devido ao terremoto de 1960 e ao tsunami no Chile. Além disso, o tsunami de 1960 ceifou mais centenas vidas no Japão, Havaí e nas Filipinas. O número de vítimas e os prejuízos deste desastre nunca foram conhecidos com precisão. Diversas estimativas quanto ao número total de mortes diretamente associadas ao sismo e aos tsunamis foram publicadas, com a USGS a citar estudos e números tais como 2.231, 3.000, ou 5.700 mortes, enquanto outras fontes usam estimativas de 6.000 mortes.

Cerca de 300 km ao norte do terremoto de 27 de fevereiro localiza-se a região de origem do sismo de magnitude 8,2 de 17 de agosto de 1906. O tsunami associado ao terremoto de 1906 produziu  danos no Havaí, com relatos de ondas de 3,5 metros.

Cerca de 870 km ao norte do terremoto de 27 de fevereiro está a região de origem do sismo de magnitude 8,5 de novembro de 1922. O terremoto de 1922 impactou significativamente o Chile central, matando centenas de pessoas e causando danos materiais graves. O terremoto de 1922 gerou um tsunami local de 9 metros, que inundou a costa do Chile, perto da cidade de Coquimbo, o tsunami também atravessou o Pacífico, danificando os barcos no porto de Hilo, no Havaí. Os cientistas indicam que terremoto de magnitude 8,8 de 27 de fevereiro de 2010 rompeu a porção da zona de subducção da América do Sul que separa as regiões de origem dos terremotos de 1960 e 1906.

Recomendamos que você acompanhe a situação atualizada dos terremotos do Chile e do resto no mundo consultando o site http://www.painelglobal.com.br/.

Fontes e referências

NASA Earth Observatory: 8.8 Magnitude Quake near Concepcion, Chile*

* Imagem fornecida pelo NASA Earth Observatory criada por Jesse Allen, usando dados do Earthquake Hazard Program da USGS, dados do Shuttle Radar Topography Mission (SRTM) fornecidos pela Universidade de Maryland (Global Land Cover Facility) e os dados do Oceano Pacífico fornecidos pelo British Oceanographic Data Center’s Global Bathmetric Chart of the Oceans (GEBCO). As legendas foram criadas por Rebecca Lindsey.

USGS: Magnitude 8.8 – OFFSHORE MAULE, CHILE [Earthquake Hazards Program]

Discovery: How the Chile Earthquake Went Nuclear

GFZ: Earthquake in Chile – a complicated fracture (Scientists from the GFZ set up a monitoring network in Chile)

Para a menina “Cachinhos Dourados” da popular história “Cachinhos Dourados e os Três Ursos”, a sopa não deveria ser muito fria ou muito quente... A temperatura certa é tudo o que ela necessitava.

Para um exoplaneta similar a Terra hospedar a vida complexa como nós conhecemos (a vida multicelular), a temperatura é sem dúvida fundamental, mas o que mais é importante? O que faz com que a temperatura de uma ‘exo-Terra’ seja “suficientemente justa”?

Estudos recentes concluíram que responder estas perguntas pode ser surpreendentemente difícil e que algumas das respostas são até curiosas.

Obliquidade, Terra-Bola-de-Neve e efeito estufa descontrolado

Vamos inicialmente considerar a inclinação do eixo de uma ‘exo-Terra’, que denominamos de obliqüidade.

Na hipótese da “Terra Rara” este é um dos pontos que faz parte do critério apelidado de “Cachinhos Dourados”, por causa da popular história “Cachinhos Dourados e os Três Ursos”. A menos que a tendência seja permanecer estável (graças a estabilização proporcionada pela nossa Lua) e em um ângulo “adequado” o clima não pode variar muito para que seja estabelecida e mantida a vida multicelular. As possibilidades do exoplaneta passar por várias fases tipo ‘Terra-bola-de-neve’ (onde o exoplaneta permanece por milhões de anos totalmente coberto de gelo e neve, como o que ocorreu na Terra entre 790 e 630 milhões de anos atrás) ou ter o risco da ocorrência do mortal efeito estufa descontrolado, observado em Vênus, devem ser minimizadas.

"Terra-Bola-de-Neve" - na ilustração vemos, da frente para o fundo, a "Terra-Bola-de-Neve", a Terra em uma violenta era glacial, a Terra como é hoje e ao fundo, a Terra sem as calotas polares.

“Descobrimos que nas exo-Terras com pequenas frações de oceanos ou com continentes polares cobrindo os polos, poderão ocorrer graves variações sazonais do clima”, escreveu David Spieguel da Columbia University [1]. Spieguel e equipe trabalharam em uma extensa série de modelos de simulação dos efeitos da obliqüidade, cobertura do solo / oceano e rotação de planetas semelhantes à Terra”. Por outro lado, Spieguel sugere que “somando os resultados obtidos, tais planetas poderiam também manter condições sazonais de habitabilidade em áreas regionais em uma gama mais ampla de raios orbitais que os planetas similare a Terra”. E qual foi a surpresa real? “Nossos resultados fornecem indícios de que os modelos climáticos são um pouco menos suscetíveis as transições de dinâmicas de bola de neve nos exoplanetas de grande obliqüidade. Em outras palavras, uma exo-Terra muito inclinada (como Urano), pode ser menos propensa a sofrer eventos do tipo ‘Terra-bola-de-neve’ que a nossa Terra “Terra-Cachinhos-Dourados”!

Visão do Sol em ultravioleta. Crédito: SOHO

Radiação Ultravioleta (UV)

Na verdade, “a radiação ultravioleta é a faca de dois gumes da vida. Se ela for muito forte, os sistemas biológicos serão irremediavelmente danificados. E se é muito fraca, a síntese de muitos dos compostos bioquímicos simplesmente não poderá avançar”, disse Guo Jianpo Yunnan Observatório Yunnan na China [2]. “Para a maioria das estrelas com temperaturas efetivas menores que 4.600 K, as zonas-habitáveis-UV são mais próximas que as zonas habitáveis para a existência de água líquida e isto exclui as estrelas classe M. Para estrelas com temperaturas efetivas acima de 7.137 K, as zona-habitáveis-UV estão mais longe do que a zonas habitáveis para a água líquida”, o que exclui as estrelas das classes O e B e possivelmente algumas sub-classes F. Esse resultado não altera o que já sabíamos sobre as zonas habitáveis ao redor de estrelas da seqüência principal, mas exclui definitivamente a possibilidade da manutenção da vida em torno de estrelas que saíram da seqüência principal e se tornaram gigantes vermelhas (supondo que algum tipo de vida sobreviva à fase de gigante vermelha de sua estrela mãe!).

A Terra e suas nuvens. A presença de nuvens tem influência direta na distância habitável da exo-Terra a sua estrela mãe.

O efeito das nuvens na exo-Terra

De uma maneira geral, os cálculos da faixa de zona habitável (a faixa orbital ideal onde o exoplaneta gira ao redor de sua estrela-mãe e seja capaz de sustentar a vida como a conhecemos) para estrelas da seqüência principal assumem um céu permanentemente limpo (como o paraíso dos astrônomos), praticamente sem nuvens. Mas a Terra freqüentemente tem nuvens e as nuvens definitivamente têm um efeito sobre a temperatura média global. “O efeito albedo é apenas fracamente dependente do espectro estelar incidente porque as propriedades ópticas (especialmente o albedo de espalhamento) permanecem praticamente constantes na gama de comprimentos de onda que a radiação incidente estelar”, concluiu um estudo recente realizado por uma equipe alemã [3] sobre os efeitos das nuvens sobre a habitabilidade (observando estrelas da seqüência principal das classes espectrais F, G, K e M). Isso pode até soar como “Gaia é amiga de Cachinhos Dourados”, no entanto: “O efeito de estufa das nuvens altas, por outro lado, depende da temperatura da baixa atmosfera, que por sua vez é uma conseqüência indireta dos diferentes tipos estrelas hospedeira”, concluiu a equipe (lembre-se que a temperatura global de uma exo-Terra depende tanto do efeito albedo quanto do efeito estufa).

Portanto, qual seria a nossa mensagem? “Os planetas como a Terra, com nuvens em suas atmosferas, podem se localizar mais perto ou mais longe da sua estrela central, se comparado com exoplanetas com atmosferas livres límpidas. As alterações nas distâncias [da zona habitável] dependem dos tipos de suas nuvens. Em geral, nuvens baixas resultam em uma diminuição na distância, devido ao efeito albedo, enquanto nuvens altas levam a um aumento na distância [em relação a estrela-mãe]”.

Conclusão? É bem difícil determinar o que é “justamente adequado” para a vida considerando uma gama tão diversificada de fatores.

Notas, fontes e referências

Universe Today: Nailing Down Goldilocks: What’s “Just Right” for Exo-Earths? por  Jean Tate

[1] autor principal; Co-autores: Kristen Manou da Princeton University e Caleb Scharf  da Colombia University: “Habitable Climates: The Influence of Obliquity“, The Astrophysical Journal, Volume 691, Número 1, pp. 596-610 (2009) [arXiv:0807.4180]
[2] autor principal; Fenghui Zhang, Xianfei Zhang e Zhanwen Han, todos do Yunnan Observatory, são os co-autores: “Habitable zones and UV habitable zones around host stars“, Astrophysics and Space Science, Volume 325, Number 1, pp. 25-30 (2010)
[3] “Clouds in the atmospheres of extrasolar planets. I. Climatic effects of multi-layered clouds for Earth-like planets and implications for habitable zones“, Kitzmann et al., publicado em Astronomy & Astrophysics (2010) [arXiv:1002.2927]

Nesta imagem do satélite Aqua vemos o iceberg gigante oriundo da geleira Mertz (à esquerda) liberado devido ao choque com o iceberg B-09B. Esta imagem foi capturada em 26 de fevereiro de 2010.

O Iceberg B-09B mede 94 km por 39 km de tamanho. O iceberg B-09B é comparável ao estado de Rhode Island (o menor estado dos EUA), que é mais amplo, mas não tão longo. Após uma permanência prolongada perto da Geleira de Mertz Antártida Oriental durante vários anos, o iceberg colidiu com a língua glacial em 12 ou 13 de fevereiro separando um novo iceberg gigante do resto da geleira.  Assim, a língua glacial da geleira Mertz formou um novo iceberg quase tão grande como B-09B. Estas imagens dramáticas capturadas pelo sensor Moderate Resolution Imaging Spectroradiometer (MODIS) do satélite da NASA Aqua mostram o iceberg B09-B e a língua glacial de Mertz imediatamente antes e depois da colisão.

Imagem captada em 20 de fevereiro de 2010 pelo satélite Aqua, depois da colisão do iceberg B09-B com a língua glacial da geleira Mertz.

Provavelmente foi em 12 ou 13 de fevereiro que o iceberg B-09B colidiu com a língua de gelo da Mertz, mas a forte presença de nuvens escondeu o evento da visão do satélite Aqua. Entretanto, na tarde de 13 de fevereiro, as nuvens haviam diminuído o suficiente para revelar que a língua de gelo se rompeu na colisão. A próxima imagem livre de nuvens foi obtida em 20 de fevereiro (imagem acima) mostra os dois icebergs. Observou-se que a língua glacial estava claramente separada da geleira Mertz através da extensão das fissuras que já eram visíveis no início de fevereiro. No decorrer da semana seguinte, a ‘ex-Mertz Glacier Tongue’ formou o enorme iceberg liberado ao lado do B-09B.

Na imagem de 13 de fevereiro de 2010 nota-se a ruptura já consolidada separando o novo iceberg da geleira Mertz.

Imagem capturada em 07 de fevereiro de 2010 mostra a situação antes do choque entre o iceberg B09-B e a língua de gelo da geleira Mertz. Repare na fissura em formação (rift), antes da colisão.

A imagem acima foi gerada em 07 de fevereiro de 2010, quando o iceberg B-09B ainda estava se aproximando da língua da geleira Mertz (Mertz Glacier Tongue). Blocos de gelo flutuam na água entre o iceberg e a costa. Está claro nesta imagem de 07 de fevereiro a língua glacial na Mertz e o iceberg B09-B estão retendo o gelo no local. A água além da língua e do iceberg está negra nestas imagens e contém muito menos gelo. Além disso, a língua de gelo é uma extensão natural da geleira Mertz, criada quando o gelo desce a montanha em direção do oceano. Línguas de gelo crescem cada vez mais a cada ano até que eventualmente se rompem, liberando um novo iceberg. É importante notar, na imagem acima, que a Mertz Glacier Tongue já estava começando a se quebrar antes mesmo do iceberg B-09B se chocar com a língua de gelo. Fendas horizontais negras (rift) já estavam visíveis na língua de gelo em 7 de fevereiro.

Nas duas imagens a seguir observamos a situação atual dos icebergs B-09B e o novo iceberg de Mertz em 08  e 11 de março de 2010:

Situação dos Icebergs em 08 de março de 2010

Situação dos Icebergs em 11 de março de 2010

Impacto ambiental na região

O iceberg formado a partir da geleira Mertz tem 78 km de comprimento por 39 km de largura e possui uma massa de 700 a 800 milhões de toneladas. A língua glacial de Mertz estava contribuindo para manter uma parte do oceano livre de gelo, uma condição conhecida como Polynya. O fenômeno Polynya fornecia um importante local de alimentação para animais selvagens, como os pinguins. Agora, uma língua menor glacial não poderá proteger a área do gelo marítimo, reduzindo ou mesmo eliminando tanto a Polynya quanto o acesso à comida que o evento ofereceu.

Localização da geleira Mertz na costa George V, Antártida. Clique na foto para ver a versão amplidada. Repare na posição do iceberg B09-B nesta foto tirada em 26 de setembro de 2001. Crédito: NSIDC

A história do iceberg B09-B

Mapa da Antártida mostra a localização da plataforma de gelo no mar de Ross (marcada com X vermelho)

Em 1987 o iceberg B9 foi liberado da plataforma de gelo (ice shelf) no mar de Ross no Oeste da Antártida. Este massivo iceberg permaneceu mais de duas décadas à deriva dirigindo-se lentamente para fora do mar de Ross e seguindo ao longo da costa até atingir a geleira Mertz na costa George V, Wilkes Land, na Antártida Oriental. Veja no mapa à direita o longo percurso percorrido pelo iceberg B-09 desde o ponto X até Wilkes Land em 23 anos. Ao longo do caminho, o iceberg B09 se quebrou, gerando o enorme segmento B-09B. Foi este pedaço do B09 que se chocou com a língua glacial de Mertz em fevereiro de 2010, liberando um novo iceberg gigante formado com o material da geleira.

As imagens na versão mais alta resolução disponível podem ser acessadas nestes links: 26 de fevereiro, 20 de fevereiro, 13 de fevereiro e 7 de fevereiro.

Referências

• NASA Earth Observatory (27 de ferereiro de 2010): Collision Calves Iceberg from Mertz Glacier Tongue, Antarctica
• BBC News (26 de fevereiro de 2010): Vast Antarctic iceberg ‘threatens marine life.”

As imagens foram fornecidas pela NASA, Jeff Schmaltz, MODIS Rapid Response Team, Goddard Space Flight Center e a legenda por Holli Riebeek

A quente fratura Bagdá em Enceladus: nesta imagem original vemos um mosaico que combina dados de alta resolução do espectrômetro infravermelho composto, a bordo da nave espacial Cassini da NASA, bolsões de calor aparecem ao longo de uma das misteriosas fraturas na região polar sul da lua Enceladus de Saturno. Crédito da imagem: NASA / JPL / GSFC / SWRI / SSI

Imagens recentemente divulgadas do “flyby” da Cassini por Enceladus em novembro de 2009 revelam uma “floresta” de novos jatos expelidos por suas fraturas proeminentes que atravessam a região polar sul e fornecem o mais detalhado mapa de temperaturas já levantado até agora para uma dessas fraturas.

As novas imagens da equipe de imagem e da equipe do espectrômetro infravermelho também incluem a melhor imagem tridimensional já obtida de uma das “listas de tigre”, uma fissura que liberta partículas geladas, vapor d’ água e elementos orgânicos. Existem também imagens de regiões antes não tão bem mapeadas em Enceladus, incluindo uma região a Sul com padrões tectônicos grosseiramente circulares.

“Enceladus continua a nos surpreender,” afirmou Bob Pappalardo, cientista do projeto Cassini no JPL da NASA em Pasadena, Califórnia, EUA. “A cada passagem rasante da Cassini, aprendemos mais sobre suas atividades extremas e o que existe nesta estranha lua.”

As novas imagens da Cassini revelam mais de 30 jatos individuais de gelo e vapor d’água que emanam das fissuras perto do pólo sul da lua Enceladus de Saturno. Mais de 20 desses jatos não tinha sido visto anteriormente. Crédito: JPL/NASA/Space Science Institute

Para as câmeras da Cassini, o flyby de 21 de novembro de 2009 forneceu um último olhar sobre a região polar sul de Enceladus, antes que essa região da lua se desloque para um ciclo de escuridão de duração de 15 anos e incluiu também a observação mais detalhada (até agora) dos jatos criogênicos.

Os cientistas planejaram usar esta passagem rasante para procurar novos jatos ou menores, ainda não visíveis em imagens anteriores. Em um mosaico, os cientistas contaram mais de 30 geisers individuais, incluindo mais de 20 até aí nunca antes vistos. Pelo menos um jato capturado em imagens anteriores parece agora menos poderoso.

“Este último flyby confirma o que já suspeitávamos,” afirmou Carolyn Porco, líder da equipe de imagem. “O vigor dos jatos individuais pode variar com o tempo e são jatos imensos, grandes e pequenos, que entram em erupção ao longo das listas de tigre.”

Um novo mapa que combina dados de calor com imagens no espectro visível mostra um segmento de 40 km da maior lista de tigre, conhecida como Sulco de Bagdá. O mapa ilustra a correlação, à maior resolução já obtida, entre as geologicamente jovens fraturas superficiais e as temperaturas amenas anômalas registradas na região polar sul. As grandes detecções de calor parecem estar confinadas a uma estreita, porém intensa região com não mais do um quilômetro ao longo da fissura.

A análise da quantidade total de energia infravermelha e as quantidades relativas de radiação medidas em amostras com diferentes comprimentos de onda mostram que as temperaturas mais altas ao longo da fratura de Bagdá estão limitadas a uma região com menos de algumas dezenas de metros de diâmetro.

Nestas medições, as temperaturas máximas ao longo do Sulco de Bagdá excederam 180º K (-93º C), e podem até ultrapassar os 200º K (-73º C). Estas temperaturas amenas provavelmente resultam do aquecimento dos flancos da fratura pela subida do vapor de água que impulsiona os jatos de partículas geladas observados pelas câmaras da Cassini. Os cientistas vão testar esta idéia ao investigar a correspondência entre estas zonas “quentes” e as fontes dos jatos.

“As fraturas são bem geladas para os padrões aqui da Terra, mas podem ser consideradas oásis acolhedores quando comparadas com os 50º K (-223º C) da vizinhança” em Enceladus, disse John Spencer, membro da equipe do espectrômetro infravermelho da Cassini. “A grande quantidade de calor liberada a partir das listas de tigre pode ser suficiente para derreter o gelo subterrâneo. Resultados como estes fazem de Enceladus um dos locais mais interessaantes do Sistema Solar.”

Esta imagem grande angular mostra a região polar sul da lua Enceladus de Saturno e exibe a área destacada pelo mosaico de alta resolução capturado pela sonda Cassini da NASA durante o flyby de 21 de novembro de 2009. Crédito: NASA / JPL / Space Science Institute

Alguns dos cientistas da Cassini deduzem que quanto mais amenas as temperaturas na superfície, maior a possibilidade dos jatos terem uma origem líquida. “E se for verdade, isto torna o ambiente sub-superficial de Enceladus, líquido e rico em elementos orgânicos, a zona aquática extraterrestre mais acessível do Sistema Solar,” afirmou Carolyn Porco, coordenadora do grupo que cuida das imagens da missão Cassini.

O vôo rasante de 21 de novembro de 2009 foi o oitavo encontro com Enceladus. A Cassini passou a cerca de 1.600 km da superfície da lua, a aproximadamente 82º sul em latitude.

Fontes e referências

Centauri Dreams: Enceladus Hotspots, and Memories of Orion

NASA:

• Cassini Finds Plethora of Plumes, Hotspots at Enceladus
• Bursting at the Seams

Discovery: More Watery Eruptions, and More Heat, on Saturn’s Moon Enceladus

Space Daily: Zooming In On Heat At Baghdad Sulcus

Science Daily:

• Cassini Finds Plethora of Plumes, Hotspots on Saturn’s Moon Enceladus
• Cassini Makes Successful Flight Through Plume Of Saturn’s Moon Enceladus
• Cassini Sends Back Images of Saturn’s Moon Enceladus as Winter Nears
• Saturn’s Dynamic Moon Enceladus Shows More Signs Of Activity

Universe Today: Cassini Finds “Heat” and More Geysers on Enceladus

Space.com: Saturn Moon Riddled with Gushing Geysers, New Images Reveal

A galáxia anã de Fornax (Fornalha), vizinha da Via Láctea, foi alvo da busca por estrelas primitivas. Crédito: ESO/Digitized Sky Survey 2

Durante muitos anos as estrelas anciãs primordiais residentes fora da Via Láctea se mantiveram escondidas. Agora elas finalmente foram detectadas. O ESO utilizou o Very Large Telescope (VLT) para resolver este importante problema astrofísico, relativo às estrelas mais antigas na nossa vizinhança galáctica. O entendimento sobre as estrelas primitivas é crucial o conhecimento da evolução do Universo desde seus primórdios.

“Na realidade, descobrimos uma falha nos ‘métodos forenses’ utilizados até agora,” disse Else Starkenburg, autora líder deste estudo. “O nosso método mais desenvolvido permitiu-nos descobrir as estrelas primitivas escondidas no meio de todas as outras estrelas mais comuns.”

A galáxia anã do Escultor, satélite da Via Láctea, foi pesquisada na busca por estrela de metalicidade extremamente baixa, as estrelas pertencentes as primeiras gerações. Crédito: ESO/Digitized Sky Survey 2

A busca por estrelas primitivas para entender as origens do Universo

Os astrônomos estimam que as estrelas primitivas se formaram a partir de matéria forjada logo após o Big Bang, que ocorreu há 13,7 bilhões de anos. Estas estrelas têm, tipicamente, menos que uma milésima parte da quantidade de elementos químicos mais pesados que o hidrogênio e o hélio, encontrados no Sol. Assim estas estrelas antigas são estrelas extremamente pobres em metais, ou seja, são estrelas de metalicidade extremamente baixa ^[1]. Estas estrelas podem pertencer a uma das primeiras gerações de estrelas no Universo observável. Tais estrelas, extremamente raras, tem sido observadas principalmente aqui na Via Láctea.

Os cosmologistas julgam que as galáxias maiores, como a Via Láctea ou Andrômeda, se formaram a partir da fusão de galáxias menores. A população de estrelas de baixa metalicidade da Via Láctea deveria já estar presente nas galáxias anãs que lhe deram origem, e por isso, populações similares deveriam estar igualmente presentes em outras galáxias anãs. “Até agora, evidências destas populações tinham sido escassas,” disse a co-autora Giuseppina Battaglia. “Levantamentos feitos nos últimos anos mostraram seguidamente que as populações estelares mais antigas da Via Láctea e de galáxias anãs não coincidem, fato que não é de todo esperado segundo os modelos cosmológicos.”

Dificuldades na detecção

A abundância dos elementos é medida a partir de espectros, que nos fornecem as impressões digitais químicas das estrelas ^[2]. A Equipe de Abundâncias e Velocidades Radiais de Galáxias Anãs ^[3] utilizou o instrumento FLAMES montado no Very Large Telescope do ESO para medir o espectro de cerca de 2.000 estrelas gigantes individuais em quatro das nossas galáxias anãs em nossa vizinhança: Fornax (Fornalha), Escultor, Sextante e Carina. Uma vez que as galáxias anãs estão a distâncias típicas de 300.000 anos-luz (cerca de três vezes o diâmetro da Via Láctea) apenas os riscos e as bandas mais intensas no espectro puderam ser medidas. Além disso, estas aparecem como uma impressão digital tênue e borrada. A equipe descobriu dentro do conjunto levantado que nenhuma das impressões digitais espectrais parecia pertencer à classe de estrelas que buscavam, ou seja, raras estrelas extremamente pobres em metais encontradas na Via Láctea.

Agora, a equipe de astrônomos liderada por Starkenburg conseguiu resultados interessantes ao comparar cuidadosamente os espectros com modelos computacionais. Esta equipe descobriu que são diferenças muito sutis que efetivamente distinguem a impressão digital química de uma estrela pobre em metais normal de uma estrela extremamente pobre em metais. Assim, isto explica porque os métodos anteriores falharam na seleção destas estrelas.

Metalicidade ultra baixa

Os astrônomos confirmaram também o estado imaculado de várias estrelas extremamente pobres em metais, graças aos espectros muito detalhados obtidos pelo instrumento UVES montado no VLT (Very Large Telescope) do ESO. “Comparadas com as impressões digitais muito tênues que tínhamos anteriormente, estas se assemelham à impressão digital vista ao microscópio,” explica Vanessa Hill, membro da equipe. “Infelizmente, apenas um pequeno número de estrelas pode ser observado desta maneira uma vez que esta observação que exige um esforço muito maior”.

“Entre as novas estrelas extremamente pobres em metais descobertas nestas galáxias anãs, três têm uma quantidade relativa de elementos químicos entre apenas 1/3.000 e 1/10.000 da que é observada no Sol, incluindo assim a estrela que detém o atual recorde da mais primitiva encontrada fora da Via Láctea,“ disse Martin Tafelmeyer, membro da equipe.

“O nosso trabalho não só revelou algumas das  interessantes estrelas primordiais nestas galáxias, como ainda fornece uma nova e poderosa técnica de detecção de estrelas deste tipo,” conclui Starkenburg. “A partir de agora as estrelas já não têm como se esconder!”

Sobre o trabalho e a equipe

Este trabalho foi publicado em Astronomy and Astrophysics (“The NIR Ca II triplet at low metallicity”, E. Starkenburg et al.). Há outro artigo (por Tafelmeyer et al.), que apresentará as medições feitas sobre os espectros obtidos pelo UVES de várias estrelas primitivas, que se encontra em desenvolvimento.

A equipe é composta por Else Starkenburg, Eline Tolstoy, Amina Helmi e Thomas de Boer (Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen, Holanda), Vanessa Hill (Laboratoire Cassiopée, Université de Nice Sophia Antipolis, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, França), Jonay I. González Hernández (Observatoire de Paris, CNRS, Meudon, França e Universidad Complutense de Madrid, Espanha), Mike Irwin (University of Cambridge, UK), Giuseppina Battaglia (ESO), Pascale Jablonka e Martin Tafelmeyer (Université de Genève, Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne, Suíça), Matthew Shetrone (University of Texas, McDonald Observatory, USA), e Kim Venn (University of Victoria, Canadá).

Notas

[1] Metalicidade: de acordo com a definição usada em astronomia, “metais” são todos os elementos com exceção do hidrogênio e do hélio. Com exceção do hidrogênio, hélio e frações de lítio e berílio, todos os elementos ‘metálicos’ foram criados dentro das estrelas por nucleossíntese ou no decorrer das explosões de supernovas.

[2] Espectro: como vemos em quaisquer arco-íris ou em halos solares, a luz branca pode dividir-se em diferentes cores. Os astrônomos separam artificialmente a luz que recebem de objetos distantes nas suas diferentes cores (ou “comprimentos de onda”). Entretanto, enquanto os humanos distinguem as sete cores no arco-íris, os astrônomos mapeiam centenas de nuances coloridas, produzindo um espectro – o registro das diferentes quantidades de radiação que o objeto emite em cada banda de cor estreita. Os detalhes de um espectro (mais radiação emitida em determinadas cores e menos em outras) fornecem indícios precisos sobre a composição química da matéria que produz essa radiação.

[3] DART: o Time de Abundâncias e Velocidades Radiais de Galáxias Anãs (The Dwarf galaxies Abundances and Radial-velocities Team – DART) é uma colaboração internacional que conta com membros de institutos de nove países diferentes.

Fontes

ESO: No Place to Hide: Missing Primitive Stars Outside Milky Way Uncovered

The NIR Ca II triplet at low metallicity

NGC 346: região de formação estelar ativa dentro da galáxia vizinha Pequena Nuvem de Magalhães, capturada pelo telescópio de 2,2 metros em La Silla, Chile. Crédito: ESO

O ESO (European Southern Observatory) publicou a imagem do berçário estelar NGC 346, a região de formação estelar mais brilhante de nossa vizinha galáctica, a Pequena Nuvem de Magalhães, que reside a 210.000 anos-luz, na constelação de Tucano. Neste aglomerado estelar, o gás é aquecido, excitado e dispersado pela radiação, vento e calor emitidos por estrelas de grande massa, formando uma estrutura de nebulosa envolvente em filamentos que lembram uma teia de aranha. Esta imagem foi obtida pelo instrumento Wide Field Imager (WFI) montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla, no Chile.

A NGC 346 é uma estrutura em mudança permanente, alterando-se com o passar das eras cósmicas. À medida que novas estrelas vão se formando a partir da matéria concentrada na região, o brilho destas novas estrelas acaba por afastar a poeira e o gás remanescente, escavando grandes hiatos e alterando assim a face desta região tão reluzente.

Imagem da área em volta da NGC 346. Crédito: ESO/Digitized Sky Survey 2/Davide De Martin

A NGC 346 tem um diâmetro de 200 anos-luz o que equivale a cerca de cinqüenta vezes a distância entre o Sol e Próxima Centauri, a nossa companheira estelar mais próxima.

Os astrônomos classificam a NGC 346 como um aglomerado estelar aberto e isto indica que todo este agrupamento de objetos teve origem na mesma nuvem colapsada de matéria. A nebulosa associada, que contém um grupo de estrelas brilhantes, é conhecida como uma nebulosa de emissão, o que quer dizer que o gás no seu interior foi aquecido pelas estrelas até ao ponto de emitir a sua própria radiação, similar ao gás néon que usamos em sinais luminosos noturnos em lojas comerciais.

Há muitas estrelas jovens na NGC 346, as quais surgiram há apenas alguns milhões de anos [eso0834]. Ventos poderosos ejetados por uma estrela de grande massa são a origem desta recente onda de nascimentos estelares, ao comprimir grandes quantidades de matéria, o primeiro passo crítico para a ignição de novas estrelas. Assim, a nuvem de matéria colapsa sob o seu próprio campo gravitacional, até que algumas regiões se tornam suficientemente densas e quentes para se tornarem fornalhas extremamente brilhantes, alimentadas pela nucleossíntese estelar – uma estrela, iluminando os restos de gás e poeira. Em regiões altamente congestionadas como a NGC 346, onde existem níveis elevados de formação estelar recente, o resultado é uma gloriosa e brilhante visão para nossos observatórios.

Em 2008 o ESO publicou este mosaico da NGC 364, criado a partir da colaboração baseada em fotos de 3 observatórios: o XMM-Newton da ESA (raios-X - tons de azul), o New Technology Telescope do ESO (luz visível, tom verde) e o Spitzer da NASA (infravermelho - tom vermelho). O infravermelho mostra a poeira cósmica, a luz visível exibe o gás aquecido brilhante e os raios-X mostram o gás superaquecido. As estrelas comuns aparecem como pontos azulados com centros em branco enquanto as estrelas jovens cercadas de poeira aparecem como pontos avermelhados também com centros esbranquiçados. Crédito: ESO/ESA/ JPL-Caltech/NASA/ D. Gouliermis (MPIA) et al.

A NGC 346 encontra-se na Pequena Nuvem de Magalhães, uma galáxia anã situada a cerca de 210.000 anos-luz de distância, ou seja, uma galáxia próxima da Terra. Tal como a sua galáxia irmã, a Grande Nuvem de Magalhães, a Pequena Nuvem de Magalhães pode ser vista a olho nu a partir do hemisfério sul e tem servido de laboratório extragaláctico para o estudo da dinâmica da formação estelar.

Imagens como estas ajudam aos astrônomos incrementar o entendimento sobre a formação e evolução estelar, ao mesmo tempo em que permitem vislumbrar do modo de como o desenvolvimento estelar influencia a aparência do ambiente cósmico ao longo do tempo.

Vídeos do ESO:

Zoom na direção da região de formação estelar NGC 346 (ESO PR Vídeo 1008a/10)

Zoom aproximado na direção da região de formação estelar NGC 346 (PR Video eso1008b)

Fonte:

ESO: Light, Wind and Fire – Beautiful Image of a Cosmic Sculpture

Imagem do típico aglomerado globular Messier 80 capturada pelo Hubble. Trata-se de um enxame estelar composto de centenas de milhares de estrelas que está localizado na direção da constelação de Escorpião. A Via Láctea tem cerca de 160 aglomerados globulares dos quais 25% têm origem alienígena. Crédito: NASA / The Hubble Heritage Team / STScI / AURA

Surpreendentemente, muitos dos aglomerados estelares encontrados em nossa galáxia podem realmente ser alienígenas. Estes aglomerados globulares extragalácticos consistem de coleções de estrelas que se formaram em outros lugares fora da galáxia e depois migraram dentro da nossa Via Láctea.

Estrelas alienígenas?

De acordo com estudos recentes os aglomerados de ‘estrelas estrangeiras’ constituem cerca de um quarto do conjunto dos aglomerados globulares dentro da Via Láctea.

“Ao que nos parece algumas das estrelas e aglomerados globulares de estrelas que vemos quando olhamos para o céu à noite, não são nativos, mas sim alienígenas oriundos de outras galáxias,” disse o co-autor do estudo Duncan Forbes, astrônomo da Universidade Tecnológica de Swinburne, na Austrália. “Elas vieram até aqui na Via Láctea nos últimos bilhões de anos.”

Há algum tempo os astrônomos já suspeitavam que alguns aglomerados globulares, contendo cada um de 10.000 a vários milhões de estrelas eram de oriundos fora de nossa galáxia, mas tem sido difícil identificar positivamente quais eram os candidatos.

Novo levantamento apontou as assinaturas extragalácticas

Para encontrá-los, Forbes, juntamente com seu colega Terry Pontes da Queens University, em Ontário, Canadá, se valeram dos dados do Telescópio Espacial Hubble para examinar em detalhe os aglomerados globulares na Via Láctea.
Em seguida, eles compilaram o maior banco de dados de alta qualidade para registrar a idade e as propriedades químicas dos aglomerados globulares individuais.

“Usando este banco de dados, fomos capazes de identificar as principais assinaturas em dos aglomerados globulares de estrelas que nos deu indícios reveladores sobre a sua origem extragaláctica”, disse Forbes.

Via Láctea Canibal

O trabalho também sugere que a Via Láctea pode ter engolido mais galáxias anãs de até 100 bilhões de estrelas do que se pensava anteriormente.

Uma pesquisa anterior havia mostrado que apenas duas galáxias anãs absorvidas pela Via Láctea nasceram em outros lugares, mas o trabalho atual sugere que podem existir da ordem de seis ou sete.

“Embora as galáxias anãs [que foram canibalizadas] estejam desmanteladas e suas estrelas tenham sido assimiladas pela Via Láctea, os aglomerados globulares de estrelas provenientes das galáxias anãs permanecem relativamente intactos e sobreviveram ao processo de acresção”, acrescentou Forbes.

No entanto, futuros estudos são necessários para confirmar nossas conclusões, alegaram os pesquisadores.

Esta pesquisa será detalhada na revista Monthly Notices of Royal Astronomical Society.

Fontes

Space.com: Alien Star Clusters Fill Our Galaxy

Universe Today: Alien Star Clusters Are Invading the Milky Way

Swinburn Research Bank: Accreted versus in situ Milky Way globular clusters

ArXiv.org: Accreted versus In Situ Milky Way Globular Clusters por Duncan A. Forbes e Terry Bridges

O Sol é uma estrela variável ou não? O Observatório da Dinâmica Solar - SDO (Solar Dynamics Observatory) vai ajudar a elucidar esta questão. Crédito: NASA

Uma idéia não ortodoxa tem recebido o suporte entre os astrônomos. A idéia contradiz alguns ensinamentos antigos sobre o Sol e desestabiliza pensamentos de observadores, especialmente dos climatologistas.

“O Sol é uma estrela variável!“, declarou categoricamente a astrofísica indiana, Dra. Lika Guhathakurta, cientista que trabalha no quartel general da NASA em Washington.

Mas o Sol nos parece tão constante, muitos afirmam…

Acima: vídeo em QuickTime mostra a atividade solar. A sonda solar STEREO-A capturou esta sequência de uma dúzia de erupções de plasma em 15-16 de fevereiro de 2010, causadas pelos intensos campos magnéticos na região ativa (manchas solares). Aqui vemos as imagens em EUV( ultravioleta extremo). O hidrogênio ionizado estava a 60.000° C.

Constante? Não! Isto é apenas uma limitação do olho humano. Os telescópios modernos e espaçonaves que monitoram o Sol têm analisado seu brilho ofuscante e têm descoberto um turbilhão de desconcertantes e imprevisíveis tempestades. As ‘solar flares’ (erupções solares) explodem com o poder de um bilhão de bombas atômicas. Nuvens de gás ionizado ou ‘Ejeções de Massa Coronal’ (as CMEs – Coronal Mass Ejections) com tamanho suficiente para engolir planetas rompem a superfície solar. Buracos na atmosfera do Sol vomitam o vento solar a velocidade de milhões de km por hora.

E esses são eventos que podem acontecer de uma hora para outra, em apenas um dia na vida do Sol.

O Ciclo Solar é inconstante?

Durante longos períodos de décadas e séculos, as atividades solares tanto aumentam quanto diminuem em um ritmo complexo que os investigadores continuam a tentar classificar. A mais famosa ‘batida do coração solar’ é o ciclo solar de 11 anos das manchas solares, que tem sido descrita em diversos artigos sobre o Sol como um processo regular como um relógio. Na verdade, o Sol parece ter uma mente própria.

A duração do ciclo solar “não é nem mesmo 11 anos!”, exclamou a Dra. Guhathakurtha. Na verdade, “o ciclo solar apresenta uma duração variável entre 9 a 12 anos. Alguns ciclos bem são mais intensos, com muitas manchas e erupções solares, outros são bem leves, com pouca atividade solar. No século 17, durante houve um período  anômalo chamado de ‘Mínimo de Maunder’, onde o ciclo solar simplesmente parou completamente por cerca de 70 anos e não sabemos até hoje as razões” deste comportamento.

Entretanto, nem é necessário ir para trás, tão longe no tempo, para encontrarmos um exemplo de imprevisibilidade do ciclo. Agora mesmo o Sol está saindo de um mínimo solar bem profundo, que há um século não presenciamos e que quase ninguém tinha previsto.

“A profundidade do mínimo solar em 2008-2009 realmente nos pegou de surpresa“, disse o especialista em manchas solares David Hathaway do Marshall Space Flight Center da NASA, em Huntsville, Alabama. “Ele destaca o quanto ainda temos que avançar para obter o êxito nas previsões das atividades solares.”

Essa imprevisibilidade solar é um realmente problema, porque a sociedade humana torna-se vez mais vulnerável aos solar flares mais intensos. Atualmente, a humanidade depende de uma rede interligada de sistemas de alta tecnologia que suportam a vida cotidiana. As redes de energia inteligentes, navegação GPS, viagens aéreas, serviços financeiros, comunicações de rádio de emergência, todos estes serviços podem ser nocauteado por uma eventual atividade solar intensa. Um estudo realizado em 2008 pela Academia Nacional das Ciências, a ‘tempestade solar do século’ poderia causar danos econômicos vinte vezes mais do que o furacão Katrina.

Áreas vulneráveis a um colapso provável no sistema de energia nos EUA que poderiam ser causados por uma tempestade geomagnética extrema. Para saber mais clique neste mapa. Fonte: NOAA (National Academy of Sciences)

“Compreender a variabilidade solar é fundamental”, afirmou a cientista espacial Judith Lean do Laboratório de Pesquisa Naval em Washington DC. “Nosso modo de vida moderna depende disto”.

O Solar Dynamics Observatory (SDO) vai desvendar os segredos do Sol

Agora, o observatório espacial SDO (Solar Dynamics Observatory), recém lançado (11 de fevereiro de 2010), irá esclarecer os mistérios do Sol.

A equipe científica do SDO – da esquerda para a direita vemos Dean Pesnell, Jennifer Rumburg, Chris St. Cyr e Lika Guhathakurta. Crédito: Nancy Atkinson da Universe Today

O SDO é projetado para investigar variabilidade solar diferentemente de qualquer outra missão na história da NASA. Ele irá observar o Sol de forma mais rápida, mais profunda e em maior detalhe do que os observatórios anteriores, quebrando as barreiras de tempo e da escala de clareza que há muito tempo tem bloqueado o progresso da física solar.

Lançamento do foguete Atlas V (Atlas V SDO Launch Highlights)

Dra. Lika Guhathakurta acredita que o “SDO irá revolucionar nossa visão do Sol”.

A revolução começa com a fotografia de alta velocidade. SDO irá gravar imagens de alta qualidade no padrão IMAX do Sol a cada 10 segundos usando um banco de telescópios em múltiplos comprimentos de onda denominado Imaging Atmospheric Assembly (AIA). Para comparação, os observatórios existentes têm capturado imagens com intervalos de minutos na melhor das hipóteses com resolução semelhante a que você vê na web, não em com a qualidade de uma sala de cinema. Os pesquisadores julgam que a cadência rápida do SDO poderá ter um efeito tão revolucionário sobre a física solar quanto à invenção da fotografia de alta velocidade refletiu em muitas ciências, no século 19.

O SDO não vai se restringir a observar a superfície da nossa estrela. O instrumento Helioseismic Magnetic Imager (HMI) da SDO poderá efetivamente olhar dentro do Sol e observar especificamente o dínamo solar.

O dínamo solar é uma rede de fluxos profundos de plasma que gera o intrincado campo magnético explosivo do Sol. O dínamo solar regula todas as formas de atividade solar desde as erupções rápidas (solar flares) até a lenta evolução periódica do ciclo das manchas solares.

Vídeos sobre o Dínamo Solar

Campos Magnéticos Radiais e Toroidais (The Solar Dynamo: Toroidal and Radial Magnetic Fields)

Campos Magnéticos Toroidais e Poloidais (The Solar Dynamo: Toroidal and Poloidal Magnetic Fields)

Fluxos de Plasma (The Solar Dynamo: Plasma Flows)

“Entender o funcionamento interno do dínamo solar tem sido ultimamente o ‘Santo Graal’ da física solar”, disse Dean Pesnell do Goddard Space Flight Center em Greenbelt, Maryland. “IHM pode, finalmente, entregar isso para nós.”

O dínamo está escondido de nossa visão por cerca de 225.000 km de plasma aquecido. O dispositivo HMI do SDO tem a capacidade de penetrar as camadas de gás ionizado, usando uma técnica familiar aos geólogos/sismólogos. Assim como os geólogos sondam o interior da Terra utilizando as ondas sísmicas geradas por terremotos, os físicos solares podem perscrutar o interior solar através da análise das ondas acústicas geradas pelas turbulências próprias do Sol fervente. O instrumento HMI detecta as ondas sísmicas solares, que os pesquisadores aqui na Terra conseguem transformar em visões claras do comportamento solar.

“É um pouco parecido como a utilização de um ultra-som de uma mãe grávida,” explicou Pesnell. “Nós podemos ver ‘o bebê’ direto através da pele.”

A importância do Ultravioleta Extremo (EUV)

Finalmente – mas da maior relevância imediata para a Terra – o SDO vai observar o Sol em comprimentos de onda onde o Sol é mais variável: o ultravioleta extremo (EUV). Os fótons EUV são ‘primos’ de alta energia dos raios ultravioletas (UV) regulares que nos causam queimaduras. Felizmente, a radiação EUV é bloqueada pela nossa atmosfera, senão um dia na praia poderia ser fatal. No espaço, a emissão EUV solar é fácil de se detectar e possivelmente trata-se do indicador mais sensível da atividade solar.

“Se os olhos humanos conseguissem ver os comprimentos de onda do EUV, ninguém teria mais alguma dúvida de que o Sol é uma estrela variável”, disse Tom Woods, da Universidade do Colorado em Boulder.

Durante uma tempestade solar, a emissão solar do ultravioleta extremo pode variar por fatores da ordem de centenas de milhares em questão de segundos. Disparos de fótons EUV aquecem a atmosfera superior terrestre, fazendo a atmosfera e “inchar” e arrastar para baixo os satélites nas órbitas inferiores. Os raios EUV também quebram átomos e moléculas, criando uma camada de íons na atmosfera superior que podem perturbar gravemente sinais de rádio. Segundo Judith Lean, “EUV controla o meio ambiente da Terra em toda a atmosfera superior, acima de cerca de 100 km” de altura.

Vídeo sobre a radiação de ultravioleta extremo (o experimento EVE – The Extreme Ultraviolet Variability Experiment)

“O EUV está onde a ação está”, concorda Woods.

É por isso que Woods e seus colegas construíram um sensor ultravioleta extremo para SDO chamado EUV Variability Experiment (“EVE”). O “EVE nos dará a mais alta resolução de tempo (10 segundos),e  a mais alta resolução espectral (<0,1 nanômetro), que nós já tivemos para medir o Sol. Além disso, nós vamos ter isto em tempo integral, 24 horas por 7 dias da semana”, disse Woods. “Isto é uma grande melhoria sobre as missões passadas”.

Woods espera que o EVE irá nos revelar o quão rápido o Sol pode mudar, “nós realmente ainda não sabemos”, ele aponta, EVE irá surpreender os astrônomos demonstrando o tamanho das explosões.

EVE, AIA e IHM

Para os próximos cinco anos, o Solar Dynamics Observatory irá utilizar estes instrumentos (EVE, AIA e IHM) para redefinir os conceitos sobre a nossa estrela e seu potencial de variabilidade. Que idéias heterodoxas eles irão nos inspirar? E falando dos ensinamentos antigos sobre o Sol… Cuidado com eles! As teorias antigas podem estar com seus dias contados…

Irradiância Total Solar Média: uma constante inconstante!

Os astrônomos até então estavam tão convencidos da constância do Sol, que eles chamavam a irradiância solar total média de ‘constante solar’ e assim eles partiram para medí-la como fariam com qualquer constante da Natureza. Por definição, a constante de irradiação solar total é a quantidade de energia solar depositada no topo da atmosfera da Terra em unidades de watts por metro-quadrado. Todos os comprimentos de onda da radiação são incluídos de rádio, infravermelho, luz visível, ultravioleta, raios-x e assim por diante. O valor aproximado da ‘constante solar’ é 1.361 W/m² [calculado a partir dos dados do instrumento SORCE].

Nuvens, a absorção atmosférica e outros fatores complicam demasiadamente as medições da irradiância solar a partir da superfície da Terra. Por isto, a NASA tomou a decisão de enviar os dispositivos de medição para o espaço. Hoje, os observatórios VIRGO, ACRIM e SORCE têm realizado as medições com precisão aproximada de 10 partes por milhão por ano. Os futuros instrumentos programados para a missão GLORY da NASA e da espaçonave NPOESS da NOAA irão obter uma precisão ainda maior.

Para o espanto de muitos pesquisadores, as medições acusaram que a constante solar não é uma constante.

“A ‘constante solar’ é uma contradição”, exclamou Judith Lean do Laboratório de Pesquisa Naval. “Dados de satélite mostram que a irradiância total do Sol sobe e desce um montante significativo em função do ciclo das manchas solares.”

As medidas da missão SORCE indicam que a variabilidade da irradiância média total solar tem decrescido nos últimos 6 anos (clique aqui para assistir o vídeo).

No máximo solar, o Sol é cerca de 0,1% mais brilhante do que é no mínimo solar. Isso pode até não parecer muito, mas considere o seguinte: Uma mudança de 0,1% em 1.361 W/m² corresponde a 1,4 Watts/m². Fazendo a média desse número sobre a Terra esférica e corrigindo levando em conta refletividade da Terra a diferença produz 0,24 watts por metro quadrado de nosso planeta.

“Some tudo isso e você terá uma grande quantidade de energia”, diz Lean. “Como isso pode afetar o tempo e o clima é uma questão de um caloroso debate”.

Porque o observatório SDO é especializado em comprimentos de onda ultravioleta extremo (EUV), o SDO não estará fazendo medições diretas da irradiância solar total, que exige sensibilidade em todo o espectro eletromagnético. No entanto, uma combinação de dados de SDO com os de outras espaçonaves que monitoram o Sol poderia lançar uma nova luz sobre este importante tema e talvez nos revelar também outras contradições.

GRÁFICO: dados da Irradiação Solar obtidos pelos diversos instrumentos desde 1978. Repare nas pequenas diferenças entre os valores medidos. Crédito: ACRIM

Fontes e referências

NASA: Solar Dynamics Observatory: The ‘Variable Sun’ Mission

Universe Today:

• The Solar Dynamics Observatory Soars to Study the Sun por Nancy Atkinson
• SDO Launch Scrub; Try Again Tomorrow por Nancy Atkinson
• NASA Sun Probe rolled to Pad; 10 hours to Blast off por Ken Kremer
• NASAs Solar Crown Jewel Bolted atop Atlas Rocket por Ken Kremer
• The Solar Dynamics Observatory in 3.5 Minutes por Nancy Atkinson
• NASA advanced Solar Observatory nearing February launch; will send IMAX like movies daily por Ken Kremer

ACRIM

SORCE

Mars Express em sua órbita polar em torno de Marte. Crédito: ESA

A sonda orbital Mars Express iniciou uma série de aproximações de Fobos, a maior lua de Marte. A missão irá alcançar o seu ápice em 3 de março de 2010, quando a sonda irá estabelecer um novo recorde passando de raspão por Fobos, a apenas 50 km de distância da superfície desta lua marciana. Espera-se que os dados recolhidos nesta visita poderão ajudar a desvendar a origem desta lua misteriosa.

Esta campanha de aproximação de Fobos iniciou-se na quinta-feira, 18 de fevereiro de 2010, às 06h52m CET (05h52m UT), quando a Mars Express passou a 991 km da superfície de Fobos. As aproximações irão continuar em altitudes variadas até 26 de março, quando a Fobos se deslocará para fora do alcance da sonda. Estas aproximações irão proporcionar notáveis oportunidades de investigação científica adicional com a Mars Express, uma espaçonave originalmente concebida para estudar o planeta vermelho.

“Uma vez que a Mars Express se encontra em uma órbita elíptica e polar, com uma distância máxima de Marte de cerca de 10.000 km, ela passa regularmente por Fobos. Tal representará uma excelente oportunidade para efetuar uma investigação científica adicional”, afirmou Olivier Witasse, cientista do projeto Mars Express.

Em 2009, a equipe de missão decidiu que a órbita da Mars Express necessitava de ser ajustada para evitar que a aproximação mais próxima da nave espacial a arrastasse para o lado noturno do planeta. A equipe de controlo de vôo no Centro de Operações Espaciais Europeu em Darmstadt, Alemanha, apresentou um número de cenários possíveis, incluindo um que levaria a nave espacial para apenas 50 km acima de Fobos. “Foi o mais próximo que nos permitiram voar de Fobos”, diz Witasse.

Será dada grande ênfase nesta passagem próxima de Fobos, uma vez que constitui uma oportunidade sem precedentes para mapear o campo gravitacional desta pequena lua marciana. Nesta distância, a Mars Express deverá sentir diferenças na força da gravidade de Fobos, dependendo da parte da lua mais próxima no momento. Tal permitirá aos cientistas inferir a estrutura interna da lua.

As passagens anteriores da Mars Express já forneceram a massa mais precisa até ao momento para a Fobos e a Câmara Estéreo de Alta Resolução (HRSC) forneceu o volume. Ao calcular a densidade, chega-se a um valor surpreendente, pois parece que partes da Fobos são ocas. A equipe de pesquisa visa checar a veracidade desta conclusão preliminar.

Em particular, o radar MARSIS irá operar numa seqüência especial para tentar ver o interior da lua, procurando estruturas ou alguma pista para a composição interna. “Se soubermos mais sobre a composição da Fobos, poderemos saber mais sobre a sua formação”, diz Witasse.

A câmara de alta resolução - High Resolution Stereo Camera (HRSC) - da Mars Express. Crédito: ESA

A origem da Fobos ainda permanece um mistério. Existem três cenários possíveis. O primeiro é que a lua é um asteróide capturado. A segunda é que foi formada in situ, à medida que Marte se formava abaixo dela. A terceira é que a Fobos foi formada após Marte, resultando de fragmentos lançados para a órbita de Marte quando um grande meteorito atingiu um planeta vermelho.

O maior conhecimento de Fobos permitirá um futuro pouso nesta lua permitindo a exploração humana em Marte.

Todos os instrumentos presentes na Mars Express serão utilizados durante a campanha, incluindo a câmera HRSC. Embora não seja possível captar quaisquer imagens durante as cinco primeiras aproximações, incluindo a mais próxima, uma vez que as abordagens da Mars Express serão feitas pelo lado noturno. No entanto, a partir de 7 de Março, serão possíveis imagens de alta resolução. Uma tarefa para a HRSC é captar imagens de possíveis locais de aterragem para a missão russa Fobos-Grunt.

“É sempre trabalhosa”, diz Witasse acerca da execução da missão Mars Express. “As aproximações a Fobos irão torná-la ainda mais excitante.”

Para acompanhar atualizações em tempo real da campanha de aproximações confira o blog Mars Express.

Fonte

ESA: Phobos flyby season starts again

WISE revela a galáxia de Andrômeda no infravermelho, mostrando em destaque a poeira cósmica aquecida dos seus braços espirais. Nesta imagem o WISE usou seus dois detectores com maiores comprimentos de onda, em 12 e 22 micrômetros. Os resultados desta capturas foram colorizadas artificialmente, respectivamente, em laranja (12μm) e vermelho (22 μm) para compor este mosaico da M31. Clique na imagem para ver a versão em alta resolução. Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA

O observatório espacial de infravermelho WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) revela um belo conjunto de imagens recém processadas, conforme anúncio da NASA.

Desde que o WISE começou o sua pesquisa de todo-o-céu no infravermelho em 14 de janeiro de 2010, este telescópio espacial já enviou mais de um 250.000 imagens não-processadas. Destas novas imagens, quatro foram especialmente processadas e representam os alvos principais da missão:

1. Um cometa repleto de gás e poeira (“Siding Spring”);
2. Uma nebulosa ativa com um berçário de estrelas (NGC 3603);
3. Uma galáxia (M31 – Andrômeda);
4. Um aglomerado galáctico (“Fornax” – Fornalha).

“O WISE tem funcionando soberbamente”, afirmou Ed Weiler, administrador associado do Science Mission Directorate no escritório principal da NASA em Washington. “Estas primeiras imagens provam que a missão secundária do telescópio, ajudar a rastrear os asteróides, cometas e outros objetos cósmicos, será tão importante quanto sua missão primária de estudar todo-o-céu no espectro do infravermelho.”

Nesta imagem vemos o cometa "Siding Spring" riscando o céu lembrando o super-herói "Tocha Humana" do "Quarteto Fantástico", nesta foto capturada em infravermelha pelo telescópio espacial WISE. Clique na imagem para ver a versão em alta resolução. Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA

O Cometa “Siding Spring”

Uma das fotos exibe a beleza do cometa “Siding Spring”. À medida que o cometa se aproxima do Sol, ejeta poeira que brilha no infravermelho. A cauda deste cometa se estende por 16 milhões de quilômetros e lembra uma faixa de tinta vermelha. Na imagem vemos também uma estrela brilhante abaixo, em azul.

“Trata-se de uma autêntica ‘loja de doces’ espacial”, afirmou Edward (Ned) Wright da Universidade da Califórnia (UCLA), cientista líder do projeto WISE. “Cada um de nós tem o seu sabor favorito e existem aqui todos os tipos de sabores.”

Ao longo do projeto, estima-se que a pesquisa descubra dúzias de cometas inéditos,  alguns dos quais teriam em órbitas que passariam perto da Terra. O WISE vai ajudar a elucidar através da análise dos cometas como o nosso Sistema Solar se formou.

O berçário estelar NGC 3603 é uma nebulosa cheia de gás, poeira e estrelas recém-nascidas. Clique na imagem para ver a versão em alta resolução. Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA

O berçário estelar NGC 3603

WISE capturou a região de formação estelar ativa NGC 3603, que reside no braço espiral Carina da nossa Via Láctea, a 20.000 anos-luz de distância. Este berçário estelar contém muitas estrelas recém-nascidas, algumas delas formidavelmente massivas e muito mais quentes e brilhantes que o Sol. As estrelas brilhantes aquecem as nuvens de poeira vizinhas, fazendo-as brilhar nos espectro infravermelho.

O WISE irá fotografar centenas de regiões de formação estelar na Via Láctea, ajudando aos astrônomos entender melhor como as estrelas são geradas. A pesquisa também irá fornecer informações relevantes para a compreensão da arquitetura da formação estelar em galáxias distantes. Dado a proximidade de NGC 3603 em relação a Terra, os cientistas vão utilizá-la como um laboratório para entender o que ocorre nas demais galáxias, a milhões de anos-luz.

WISE mostra imagem de campo largo da região onde reside a galáxia espiral de Andrômeda (M31). Clique na imagem para ver a versão em alta resolução. Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA

A galáxia de Andrômeda (M31)

Saindo da Via Láctea, a terceira imagem divulgada mostra nosso maior vizinho, a grande galáxia espiral de Andrômeda (M31). Andrômeda ligeiramente que a Via Láctea e dista cerca de 2,5 milhões de anos-luz. A imagem da M31 nos mostra quão largo é campo de visão do WISE, que cobre uma área maior que 100 luas cheias, mostrando-nos aqui outras galáxias menores na região de Andrômeda, as quais pertencem ao nosso “grupo local” que contêm mais de 50 galáxias. Um dos objetivos do WISE é rastrear as galáxias do Grupo Local.

Imagem do aglomerado em Fornax (A Fornalha), que reside a 60 milhões de anos-luz da Terra, um dos aglomerados estelares mais próximos da Via Láctea. Clique na imagem para ver a versão em alta resolução. Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA

O aglomerado galáctico da Fornalha

A quarta imagem do WISE mostra uma região bem mais distante, onde centenas de galáxias se aglomeram em uma única família. Com o nome de aglomerado de Fornax (a  Fornalha), este aglomerado galáctico reside a 60 milhões de anos-luz da Terra. A observação deste grupo de galáxias fornece uma idéia de como se comporta um aglomerado galáctico como um todo.

“As imagens contam a história sobre as nossas origens e sugere o nosso destino”, afirmou Peter Eisenhardt, cientista membro do projeto WISE no JPL da NASA em Pasadena, Califórnia. “O WISE vê cometas e asteróides para traçar a formação e desenvolvimento do Sistema Solar. Nós podemos mapear centenas de sistemas solares recém nascidos e em fase terminal por toda a nossa Galáxia. Nós podemos ver padrões de formação estelar de outras galáxias, a milhões de anos-luz de distância.”

Os demais alvos da missão WISE são os cometas, asteróides e os objetos sub-estelares chamados de anãs marrons (ou anãs castanhas). Em 12 de janeiro de 2010 o WISE descobriu seu primeiro asteróide (2010 AB78) perto da Terra e em 22 de janeiro revelou seu primeiro cometa (P/2010 B2 WISE). A missão vai varrer todo o céu uma vez e meia até outubro de 2010, quando a missão estará completada uma vez que o líquido refrigerante necessário para baixar a temperatura dos seus dispositivos estará esgotado.

Fontes

NASA: NASA’s WISE Mission Releases Medley of First Images

Physorg.com: WISE Mission Releases Medley of First Images

Visão artística do exoplaneta mais jovem já identificado: BD +20 1790b. Crédito: M. Hernán-Obispo

Um time multinacional de astrônomos descobriu o mais novo planeta extra-solar em torno de uma estrela similar ao Sol, chamado BD +20 1790b. Trata-se também do exoplaneta mais jovem já catalogado.

Descoberta rara

O exoplaneta gigante, recém descoberto, com seis vezes a massa de Júpiter, tem apenas 35 milhões de anos de idade. Ele orbita uma ativa estrela jovem central, a uma distância menor do que Mercúrio orbita o Sol. Estrelas jovens são normalmente excluídas das buscas por exoplanetas, porque elas têm intensos campos magnéticos que geram uma série de fenômenos conhecidos coletivamente como atividade estelar, que inclui erupções e manchas estelares. Estas intensas atividades podem eventualmente simular a presença de um exoplaneta em trânsito e isso pode tornar extremamente difícil distinguir os sinais de verdadeiros exoplanetas da intensa atividade estelar.

Os astrônomos da Universidade de Hertfordshire, Dra. Maria Cruz Gálvez-Ortiz e Dr. John Barnes, fizeram parte de uma colaboração internacional que fez a descoberta.

Dra. Maria Cruz Gálvez-Ortiz, ao descrever como o exoplaneta foi descoberto, disse: “O exoplaneta foi detectado pela busca de pequenas variações na velocidade de sua estrela-mãe, causado pela força gravitacional do exoplaneta na sua órbita – a chamada ‘técnica de oscilação de Doppler’. Superar a interferência causada pela atividade estelar foi um grande desafio para a equipe, mas com ajuda dos dados fornecidos por uma rede de grandes telescópios a assinatura do exoplaneta foi revelada.”

Hoje existe uma grave deficiência no entendimento a respeito dos estágios de evolução planetária. A maioria das pesquisas de busca por exoplanetas tende a centrar seus alvos em estrelas antigas, com idades superiores a um bilhão de anos. Antes, apenas um exoplaneta relativamente jovem, com uma idade de 100 milhões de anos, havia sido catalogado. No entanto, com idade estimada em apenas 35 milhões de anos, BD +20 1790b é aproximadamente três vezes mais jovem. A detecção de exoplanetas recém formados permitirá a análise de cenários da formação de sistemas estelares e a investigação das fases iniciais da evolução planetária.

5 anos de observações

A tabela acima mostra as observações do sistema BD +20 1790 usando diversos observatórios de 2004 a 2008. Crédito: M. Hernán-Obispo et al.

A existência do exoplaneta BD +20 1790b foi confirmada por meio de observações feitas com diferentes telescópios, incluindo o Observatório de Calar Alto (Almería, Espanha) e o Observatório de Roque de los Muchachos (La Palma, Espanha) durante os últimos cinco anos. A equipe da descoberta é uma colaboração internacional, incluindo: MM Hernán Obispo, E. de Castro e M. Cornide (Universidade Complutense de Madrid, Espanha), MC Gálvez-Ortiz e JR Barnes, (University of Hertfordshire, UK), G. Anglada-Escudé (Carnegie Institution of Washington, E.U.A.) e SR Kane (NASA Exoplanet Institute, Caltech, E.U.A.).

Parâmetros da estrela BD +20 1790. Crédito: M. Hernán-Obispo et al.

BD +20 ° 1790 b orbita a estrela BD +20 ° 1790 da classe K e massa 0,63±0,09 M_☉, a 25,4±4 parsecs da Terra (~85 anos luz). Este planeta é seis vezes e meia mais massivo do que Júpiter, ou cerca de metade da massa do limite para uma anã marrom (13 M_J). Este exoplaneta leva apenas 7,8 dias para completar uma viagem de volta ao redor da estrela hospedeira, sendo assim considerado um como ‘super-Júpiter-quente’.

Parâmetros do exoplaneta BD +20 1790b. Crédito: M. Hernán-Obispo et al.

A descoberta foi publicada na revista Astronomy & Astrophysics.

Fontes

Universe Today: Astronomers Find Youngest Exoplanet Yet por Nancy Atkinson

Science Daily: Youngest Extra-Solar Planet Discovered Around Solar-Type Star

ArXiv.org: Evidence of a massive planet candidate orbiting the young active K5V star BD+20 1790

Usando um sofisticado altímetro por radar chamado SIRAL (Synthetic Aperture Radar Interferometric Radar Altimetry), a sonda orbital CryoSat-2 fará precisas medições da espessura das camadas de gelo da Terra, tanto no mar quanto sobre a superfície dos continentes. Créditos: ESA - AOES Medialab

A Agência Espacial Européia (ESA) está pronta para lançar o mais sofisticado satélite já construído para desenvolver a atividade de mapeamento da configuração e distribuição do gelo sobre a Terra, acima da água e do solo. O lançamento do CryoSat está previsto para 25 de fevereiro de 2010.

O CryoSat, será colocado em órbita, a 700 km acima da Terra, por um foguete russo, Dnepr, a partir do ‘cosmódromo’ de Baikonur, no Cazaquistão.

Vídeo (requer quicktime): impressão artística do CryoSat. Créditos: ESA – AOES Medialab

O lançamento está agendado para as 14h57min CET (13h57min UTC), de quinta-feira, 25 de fevereiro de 2010. O lançamento está sendo operado pela companhia internacional espacial Kosmotras.

A ESA terá 3 satélites explorando a Terra

O CryoSat será o terceiro satélite da ESA em órbita com a missão de exploração da Terra. Os outros dois são o  Gravity field and steady-state Ocean Circulation Explorer (GOCE), lançado em março de 2009, e o Soil Moisture and Ocean Salinity (SMOS), lançado em novembro de 2009. Originalmente, estava previsto que o CryoSat fosse o primeiro satélite da série Earth Explorer a operar no espaço, mas o primeiro CryoSat foi perdido devido a uma falha no veículo de lançamento, em outubro de 2005.

A espaçonave de 700 Kg, cujo nome está associado à palavra grega kryos (gelo), transporta um altímetro de microondas inédito. O instrumento foi desenvolvido especialmente para determinar alterações na espessura tanto dos gelos flutuantes marítimos, que pode ter dezenas de metros quanto das calotas polares, que na Antártida podem ter até cinco quilômetros.

Precisão de 1 centímetro

A missão CryoSat irá fornecer dados sobre a taxa de alteração na espessura das camadas de gelo com a precisão de 01 (um) centímetro. Cryosat-2 terá uma órbita polar altamente inclinada e atingirá os 88 graus no sentido norte / sul de modo a maximizar a quantidade de observações dos pólos da Terra.

O instrumento a bordo do Cryosat-2 que irá medir a espessura do gelo é o SAR / Interferometric Radar Altimeter (SIRAL). Este dispositivo é um altímetro e um interferômetro, que opera na banda Ku (13,575 GHz) e usa sinais de radar que ricocheteiam no gelo para medir as variações na sua espessura.

A 'última olhada' no CryoSat-2 ao ser armazenado no lançador Dnepr em 10 de ferereiro de 2010. Crédito: ESA

Recentemente foram atingidos recordes mínimos na espessura das camadas de gelo marítimo, durante o verão, no Ártico, sugerindo que estão podem estar ocorrendo alterações significativas nas regiões polares. A camada gelada tem sido mapeada a partir do espaço há vários por satélites especiais, como o Envisat. Mas, para entender de que forma as alterações climáticas afetam estas regiões de extrema sensibilidade atualmente há uma necessidade urgente de determinar as alterações na espessura dos gelos. Os dados do CryoSat irão fornecer um melhor entendimento da dinâmica das massas de gelo, oferecendo informação valiosa para a comunidade científica que contribuirá para as pesquisas sobre as alterações climáticas.

No dia do lançamento, a ESA irá abrir um escritório europeu para a imprensa, nas suas instalações do Centro Europeu de Operações Espaciais (ESOC) em Darmstadt, na Alemanha, das 10h00min às 16h30min, conduzindo um evento de lançamento das 11h30min às 16h00min.

Uma transmissão televisiva ao vivo irá oferecer imagens a partir do Cosmódromo de Baikonur e do Centro de Controle de Missão, ESA/ESOC, em Darmstadt para as televisões (mais detalhes em http://television.esa.int) e diretores da ESA junto com especialistas do programa estarão disponíveis para explicar a missão e dar entrevistas.

Fontes

Universe Today: Cryosat-2 Set to Launch Next Week por Nicholos Wethington

ESA:

• CryoSat to observe Ice Cover
• Last look at CryoSat-2

Asteróide Itokawa foi visitado pela sonda japonesa Hayabusa em 2005. Crédito: JAXA

Pequenos asteróides rotativos são pilhas de escombros e de poeira cósmica que deveriam estar fragmentadas, mas não estão. Agora, um grupo de astrônomos alega que descobriu a razão.

O que mantém unidos os pequenos asteróides? Aparentemente não é somente a gravidade, estes objetos são pequenos demais para que sua gravidade interna consiga isso. Assim, recentemente, Daniel Scheeres e seus colegas da Universidade do Colorado, esclarecem o tema com um novo estudo das forças que trabalham nesses pequenos corpos.

A sonda Hayabusa e o asteróide Itokawa. Crédito©: Akihiro Ikeshita

Em 2005, a sonda robótica japonesa Hayabusa orbitou e pousou no asteróide Itokawa, que mede apenas poucas centenas de metros e tem o formato de uma batata. A sonda Hayabusa deverá retornar a Terra em junho de 2010 com uma amostra de poeira deste asteróide.

Se giram tão rápido, como se manter coesos?

As estatísticas sugerem que com a taxa de giro do asteróide Ikotawa e a de asteróides similares consegue manter unidas pilhas de escombros mantidas pela gravidade em escalas de 150 metros ou mais. Contudo, os pedregulhos menores deveriam escapar para o espaço com esta elevada taxa de rotação.

Mas é isso que cria o enigma. Imagens capturadas pela sonda Hayabusa mostram que, em escalas menores, o asteróide Itokawa é um pouco mais do que uma coleção de rochas e poeira. Se não é a gravidade que supera as forças centrípetas envolvidas, o que mantêm a matéria de Itokawa agrupada?

Há algum tempo os astrônomos sabem que as forças envolvidas não necessariamente devem ser grandes: várias simulações demonstraram que mesmo pequenas forças de coesão podem estabilizar pilhas de escombros girando em ambientes de baixa gravidade.

Das várias possibilidades pensadas, os astrônomos consideravam como elementos principais a pressão da radiação do Sol, o atrito e as forças eletrostáticas entre a poeira ionizada (que é responsável pela levitação de poeira na Lua e provavelmente pela sua separação).

O objetivo do mais recente trabalho de Scheeres e seu time é “um estudo das forças relevantes conhecidas que agem em grãos e partículas, para estabelecer sua forma analítica e as constantes relevantes para o ambiente espacial, além de considerar as intensidades relativas entre este conjunto de forças”.

Superfície modelada de um asteróide de pequeno porte. Crédito: D.J. Scheeres, C.M. Hartzell, P. Sanchez, M. Swift

Forças de Van der Waals?

Scheeres e colegas mostraram que nenhum dos usuais suspeitos são os possíveis culpados. Em vez disso, eles sugerem que os pequenos asteróides mantém suas estruturas  coesas devido às forças de Van der Waals.

Estas conclusões têm duas implicações interessantes:

• Em primeiro lugar, isto afeta nosso conhecimento sobre a evolução dos asteróides. Os pesquisadores sugerem que os asteróides em rotação gradualmente expelem suas pedras maiores até que elas acabam como pilhas de entulho mantidas agrupadas pelas forças de Van der Waals. Isso pode ajudar a explicar a distribuição do tamanho de asteróides.
• Em segundo lugar, este processo também pode explicar, pelo menos em parte, a formação dos anéis do planeta Saturno, que são compostos quase que exclusivamente de diminutos corpos.

Se Scheerer e seus colegas têm razão, sua descoberta levará a uma significativa reavaliação das propriedades de superfície dos asteróides, bem como a melhoria do conhecimento sobre a estrutura e a evolução dos anéis planetários. Trata-se de uma importante e intrigante descoberta!

Fontes e referências

ArXiv.org: Scaling Forces To Asteroid Surfaces: The Role Of Cohesion

MIT Technology Review Blog: Small Asteroids Are Held Together by Van Der Waals Forces

"Ruas de nuvens" se formam no Estreito de Bering. Crédito: NASA Earth Observatory

Os ventos do mar do Norte empurraram o gelo marítimo na direção do sul e formaram ‘ruas de nuvens’, fileiras paralelas de nuvens sobre o estreito de Bering, em meados de janeiro de 2010. O dispositivo Moderate Resolution Imaging Spectroradiometer (MODIS) do satélite Terra da NASA capturou esta imagem em 16 de janeiro de 2010. A fronteira leste da Federação da Rússia, embranquecida pela neve e pelo gelo, aparece no canto superior esquerdo da imagem. Ao leste da Rússia se estende o mar congelado no Estreito de Bering. Ao longo da orla sul do mar de gelo predominam gavinhas onduladas, formadas de gelo fino recém-formado.

As ‘ruas de nuvens’ correm na direção do vento norte, que ajuda a formá-las. Quando o vento que emerge a partir da superfície fria do mar congelado sopra sobre a atmosfera mais aquecida e úmida do oceano aberto, cilindros giratórios de ar podem surgir. Nuvens se formam ao longo do ciclo ascendente nos cilindros, onde o ar está subindo e o céu permanece claro ao longo do ciclo descendente, onde o ar está em queda. Assim, as ‘ruas de  nuvens’ correm na direção sudoeste.

Tanto estreito quanto raso, o Estreito de Bering permite que uma pequena quantidade de água salgada circule entre o Oceano Pacífico e o Oceano Ártico. Esta água morna do Pacífico pode desempenhar um papel central nas correntes oceânicas e formação de gelo do mar Ártico. Além disso, águas mornas que fluíram passando pelo estreito para o Oceano Ártico podem ter ajudado na redução da extensão do gelo do Ártico desde a virada do século XXI. Da mesma forma, um estudo publicado em janeiro de 2010 concluiu que, ao longo dos últimos 100.000 anos, as subidas e descidas do nível dos oceanos alternadamente abriram e fecharam diversas vezes o Estreito de Bering. A situação atual do Estreito, por sua vez, afetou as correntes oceânicas, as quais influenciaram na taxa de derretimento de gelo durante o último período glacial.

O efeito do fechamento do Estreito de Bering e o clima global. Crédito: Nature/UCAR

A importância do Estreito de Bering no clima global

Os cientistas tem analisando uma cadeia de eventos que levaram a aquecimentos e esfriamentos globais de larga escala através do hemisfério norte nas ultimas eras do gelo. Com a expansão das geleiras terrestres, os níveis oceânicos decresceram no Estreito de Bering (à esquerda, ao norte) e cortaram o fluxo de água relativamente mais fresca proveniente do Pacífico norte que circulava através do Oceano Ártico até o Oceano Atlântico, que tem maior índice de salinidade. Assim, as alterações nas correntes oceânicas incrementaram o fluxo da água do Atlântico em direção do norte a partir dos trópicos, trazendo o aquecimento no Norte do Atlântico (à direita, em vermelho escuro) que provocou o degelo e afetou os padrões climáticos e nível do mar através do mundo.

Fontes e referências

NASA Earth Observatory: Ice and Clouds in the Bering Strait

Imagem cedida pela NASA Jeff Schmaltz, MODIS Rapid Response Team na NASA GSFC. Legenda por Michon Scott baseada na interpretação de imagens por Walt Meier, National Snow and Ice Data Center.

Hu, A., Meehl, G.A., Otto-Bliesner, B.L., Waelbroeck, C., Han, W., Loutre, M.-F., Lambeck, K., Mitrovica, J.X., Rosenbloom, N. (2010). Influence of Bering Strait flow and North Atlantic circulation on glacial sea-level changes. Nature Geoscience. doi: 10.1038/ngeo729.

Science Daily. (2010, January 11): Bering Strait influenced Ice Age climate patterns worldwide

Um halo solar sobre o templo de Bayon, em Angkor, Camboja - Crédito©: Nagy Attila

Esta visão ocorre quando nuvens ultra finas contendo milhões de pequenos cristais de gelo cobrem parte do céu.

Na  imagem acima, vemos um halo solar quase completo fotografado acima do antigo templo de Bayon em Angkor, Camboja, por Nagy Attila.

Os cristais de gelo desviam por refração os raios solares em 22 graus criando o efeito ótico.

Cada cristal de gelo age como uma lente em miniatura. Uma vez que a maioria destes cristais tem um formato similar hexagonal alongado, a luz que entra em uma das faces do cristal e sai pela face oposta sofrendo refração de 22 graus, que fornece o efeito ótico que cria o halo solar.

Cristais hexagonais de gelo, como os desta amostra, são encontrados em Cirrus e são responsáveis pela formação de halos.

Além disso, durante a noite, eventualmente, nós também conseguimos ver um halo lunar, como este abaixo:

O halo lunar e os hexágonos do telescópio Whipple de raios gama. Crédito©: Gil Esquerdo

Na imagem acima, em uma brilhante noite de novembro, Gil Esquerdo capturou este halo no observatório Whipple Observatory em Mt. Hopkins, Arizona. Na frente está a estrutura de espelhos componentes do  telescópio de 10 metros de raios-gama que bloqueou a luz direta do disco lunar, enfatizando esta bela visão do halo lunar.

Por outro lado, a forma exata com que os cristais de gelo se formam nas nuvens permanece sob investigação.

Fotos

APOD:

• A Sun Halo Over Camboja – Crédito©: Nagy Attila
• Halo and Hexagons – Crédito©: Gil Esquerdo

A mancha avermelhada no centro desta imagem é a imagem do primeiro cometa descoberto pelo observatório espacial WISE da NASA. Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA

Há alguns dias o observatório WISE descobriu seu primeiro asteróide, o 2010 AB78. Agora, o time do WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA informou sobre a descoberta de seu primeiro cometa, um dos muitos cometas que esta missão promete encontrar, além de milhões de outros objetos celestes, durante sua pesquisa de todo-o-céu no espectro do infravermelho.

Animação mostra a confirmação da descoberta do cometa WISE, visível pelo observatório ARO na magnitude +19,7, o primeiro observatório terrestre a observar este cometa. Crédito: Robert Holmes/ARO

“Cometa WISE”

O cometa recebeu o nome oficial de “P/2010 B2 (WISE)” e ficou simplesmente conhecido apenas com o apelido de “WISE”. Trata-se de uma bola de gelo com mais de 2 km em diâmetro. Provavelmente ele se formou nos primórdios do Sistema Solar, há pouco mais 4,5 bilhões de anos. O “cometa WISE” surgiu nos longínquos confins gelados do Sistema Solar. No entanto, após uma longa história de interação com as forças gravitacionais de Júpiter, ele se estabeleceu em uma órbita bem mais próxima do Sol. Atualmente, o cometa está se afastando do Sol, a cerca de 175 milhões de quilômetros (1,1 UA) de distância do nosso planeta – uma UA, unidade astronômica, é a distância entre a Terra e o Sol.

Amy Mainzer ^[1] do Jet Propulsion Laboratory em Pasadena, Califórnia, comentou: “Os cometas são antigos reservatórios de água. São alguns dos poucos lugares além da Terra no Sistema Solar interior onde se sabe que existe água”. Amy Mainzer ^[1] é a pesquisadora líder do NEOWISE (o acrônimo combina WISE com NEO e NEO significa “Near-Earth Object”, ‘objeto próximo da Terra’), um programa que visa descobrir e catalogar os novos asteróides e cometas avistados pelo telescópio WISE.

Agora, “com o WISE, nós temos uma poderosa ferramenta para achar novos cometas e aprender mais sobre esta população como um todo. A água é necessária para a vida como a conhecemos e os cometas poderão nos dizer quanta água existe em nosso Sistema Solar”, disse Amy Mainzer.

Esperamos que o telescópio WISE, lançado em uma órbita polar em torno da Terra desde 14 de Dezembro de 2009, descubra dúzias de cometas desconhecidos, além de centenas de milhares de novos asteróides. Os cometas são mais difíceis de descobrir do que os asteróides porque sua presença é rara no Sistema Solar interior. Enquanto os asteróides em geral viajam no Cinturão de Asteróides, entre as órbitas de Marte e Júpiter, a maioria dos cometas orbita muito mais longe, nos recantos mais gelados do nosso Sistema Solar.

Eventualmente, tanto os asteróides como os cometas podem decair em órbitas inferiores que os aproximam do percurso da Terra em torno do Sol. A maioria destes objetos próximos da Terra (os NEOs) são asteróides, mas alguns são cometas. Esperamos que o observatório espacial WISE identifique novos cometas vizinhos para nos dar uma melhor idéia de quão perigosos este objetos podem ser para a Terra.

“É bastante improvável que um cometa atinja a Terra [nos próximos anos]”, realça James Bauer, cientista do JPL que trabalho no projeto WISE, “Mas, na rara hipótese que isto aconteça, tal pode ser extremamente perigoso. As novas descobertas do WISE vão nos fornecer estatísticas mais precisas sobre a probabilidade deste evento ocorrer bem como a força associada a um impacto”.

Esforço conjunto de colaboração: profissionais e amadores

O telescópio espacial WISE avistou este novo cometa durante o seu estudo rotineiro de todo-o-céu em 22 de janeiro de 2010. O seu software ‘estado-da-arte’ pinçou o cometa de uma torrente de imagens capturadas do céu ao observar objetos que se movem relativamente às estrelas de fundo. Após o anúncio do ‘cometa-suspeito’, foi realizado um esforço combinado de astrônomos profissionais e amadores que confirmou a descoberta.

Todos os dados são catalogados no MPC (Centro de Planetas Menores), em Cambridge, Massachusetts, o “escritório” global para todas as observações e órbitas de planetas menores e cometas.

Um professor também liderou um time para observar e medir o cometa WISE usando um telescopio amador, em Illinois, EUA. Sua pesquisa faz parte do programa educacional International Astronomical Search Collaboration, que ajuda a professores e estudantes na observação de cometas e asteróides (http://iasc.hsutx.edu/).

O cometa WISE demora 4,7 anos a orbitar o Sol, estando o seu afélio a cerca de 4 UA de distância, e o seu periélio a 1,6 UA (perto da órbita de Marte). O calor do Sol faz com que gases e detritos sejam expelidos pelo cometa, resultando na formação de uma cabeleira e uma cauda.

‘Cometas mortos’ são alvos dos olhos infravermelhos do WISE

Embora este objeto em particular esteja a ejetar material de forma ativa, o programa WISE também será capaz de descobrir cometas obscuros, inativos, ou seja, ‘cometas mortos’. Quando um cometa orbita diversas vezes o Sol, seus componentes gelados sofrem violenta erosão, deixando apenas um núcleo remanescente escuro e rochoso. Não se conhece muito sobre estes objetos porque são difíceis de observar via telescópios óticos. Entretanto, o olho infravermelho do WISE deverá ser capaz de observar o tênue brilho de alguns destes cometas obscuros, respondendo a questões sobre exatamente onde e como eles se formam.

“Os cometas mortos podem ser mais escuros que o carvão,” afirmou Amy Mainzer. “Mas, no infravermelho, eles irão saltar à nossa vista. Uma questão que esperamos resolver com o WISE é saber qual a quantidade de cometas mortos compõe a população de NEOs.”

A missão passará os próximos oito meses a mapeando o céu uma vez e meia. A primeira parte dos seus dados estará disponível para o público no primeiro semestre de 2011 e o catálogo final um ano depois. Imagens e descobertas interessantes serão selecionadas e anunciadas ao longo da missão.

Amy Mainzer em uma de suas oportunas apresentações na série "O Universo" do canal History.

Amy Mainzer

[1] Amy Mainzer é uma excelente comunicadora e tem aparecido com frequência na série Universo no History Channel. Seu trabalho no JPL pode ser acompanhado no seu blog.

No vídeo abaixo Amy Mainzer fala sobre o programa WISE que ela coordena:

No vídeo abaixo, vemos Amy Mainzer explicando como ‘contruir’ um cometa a partir de componentes que encontramos no nosso dia-a-dia:

No vídeo a seguir Amy Mainzer explica como os astrônomos conseguem calcular as trajetórias de asteróides a partir de algumas imagens do caminho percorrido pelo objeto:

Fontes e referências

Universe Today: WISE Spies Its First Comet

NASA WISE mission: WISE Spies a Comet with its Powerful Infrared Eye

ARO: Astronomical Research Observatory and Killer Asteroid Project

Space.com: Comet Discovered by New NASA Observatory

JPL: WISE Spies a Comet with its Powerful Infrared Eye

WISE Multimedia Gallery: First Comet

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Esta imagem da região central da galáxia elíptica Centaurus A revela os restos em formato de paralelogramo de uma galáxia elíptica menor canibalizada pela galáxia gigante. Crédito: ESO/Y. Beletsky

Usando uma técnica especial que utiliza imagens na faixa de freqüências próximas do infravermelho, através telescópio do ESO New Technology Telescope (NTT) de 3,58 metros, os astrônomos foram capazes de olhar através das camadas espessas de poeira da galáxia canibal gigante Centaurus A. Assim, conseguiram nos revelar sua última refeição com detalhes inéditos: uma galáxia espiral menor canibalizada, atualmente torcida e deformada. Esta imagem extraordinária mostra igualmente, espalhados como jóias, milhares de aglomerados estelares em movimento dentro de Centaurus A.

Comparação de duas imagens de Centaurus A. À esquerda vemos a imagem capturada pelo dispositivo WFI (Wide-Field Imager) do telescópio MPG/ESO de 2,2-metros. À direita temos a visão infravermelha do instrumento SOFI do NTT (New Technology Telescope), também em La Silla. A imagem capturada pelo SOFI foi processada para ‘olhar através’ das camadas de poeira cósmica, fornecendo uma visão clara do centro galáctico e revelando um novo e até então desconhecido anel de estrelas e aglomerados estelares. Crédito: ESO/Y. Beletsky

Centaurus A (NGC 5128) é a galáxia elíptica gigante mais próxima de nós, que fica a cerca de 11 milhões de anos-luz de distância. Por sua características e proximidade tornou-se um dos objetos mais estudados no céu meridional. Já em 1847 a sua aparência única tinha suscitado o interesse do famoso astrônomo inglês John Herschel, que catalogou os céus austrais, ao compilar uma relação detalhada das nebulosas visíveis.

No entanto, Herschel não podia saber que esta linda e espetacular aparência se deve a uma camada opaca de poeira que cobre a parte central da galáxia. Pensa-se que esta poeira seja os escombros remanescentes de uma fusão cósmica entre uma galáxia elíptica gigante e uma galáxia espiral menor poeirenta.

Os astrônomos estimam que Centaurus A, há cerca de 200 – 700 milhões de anos, consumiu uma pequena galáxia espiral rica em gás e o conteúdo da qual parece encontrar-se em movimento no interior do núcleo de Centaurus A, provavelmente dando origem a novas gerações de estrelas.

Há alguns anos, as primeiras evidências dos restos desta refeição galáctica foram descobertas pelo Observatório Espacial Infravermelho da ESA (ESA Infrared Space Observatory), o qual revelou uma estrutura com largura de 16.500 anos-luz, similar a uma pequena galáxia barrada. A seguir, o Telescópio Espacial Spitzer da NASA mostrou uma estrutura de paralelogramo, o qual pode ser explicado como a matéria remanescente de uma galáxia espiral rica em gás que se encontra em queda na direção da galáxia elíptica Centaurus A e vai se deformando ao longo do processo. A fusão de galáxias é um mecanismo que eventualmente resulta na formação de galáxias elípticas gigantes.

Imagens livres da poeira cósmica

As novas imagens SOFI, obtidas com o telescópio de 3,58 metros, ESO-NTT (New Technology Telescope) instalado em La Silla, no Chile, forneceram uma visão ainda mais nítida da estrutura desta galáxia, livre de sua poeira. As imagens originais, obtidas no infravermelho próximo através de três filtros diferentes (J, H, K) foram combinadas utilizando uma nova técnica que retira o efeito de obscurecimento causado pela poeira cósmica, resultando assim uma imagem limpa do centro galáctico.

Assim, surpreendentes descobertas aconteceram: “Existe claramente um anel de estrelas e aglomerados escondido por trás das camadas de poeira e nossas imagens as mostram muito bem, com detalhes inéditos,” disse Jouni Kainulainen, autor líder do artigo que apresenta estes resultados. “Uma análise mais detalhada desta estrutura fornecerá importantes indicações sobre como terá sido o processo de fusão e qual terá sido o papel da formação estelar durante o mesmo.”

A equipe científica está motivada com as capacidades que nova técnica permite: “Estes são os primeiros passos no desenvolvimento de novas habilidades que têm o potencial de traçar, em alta resolução e de maneira eficaz, nuvens de gás gigantes em outras galáxias,” explica João Alves, colaborador no estudo. “Saber como estas nuvens gigantes se formam e evoluem é compreender como é que as estrelas se formam nas galáxias.”

Esperando pelos novos telescópios planejados, tanto terrestres como espaciais, “esta técnica é complementar dos dados rádio que o ALMA obterá para galáxias próximas, e ao mesmo tempo abre boas perspectivas de investigação de populações estelares extragalácticas, com o futuro European Extremely Large Telescope do ESO e com o Telescópio Espacial James Webb, uma vez que a poeira é onipresente nas galáxias,” disse Yuri Beletsky, que também trabalhou na pesquisa.

Observações anteriores feitas com o dispositivo ISAAC montado no VLT demonstraram que reside um buraco negro supermassivo no coração de Centaurus A. A massa do BN está estimada em cerca de 200 milhões de vezes a massa do nosso Sol, ou seja, 50 vezes mais massivo que o buraco negro central da nossa Via Láctea. Contrastando com a nossa galáxia, o buraco negro supermassivo da Centaurus A está sendo continuamente alimentado pela matéria em acresção, fazendo com que esta galáxia canibal permaneça em violenta atividade. Conseqüentemente, Centaurus A é uma das fontes de rádio mais brilhantes do céu (por isso foi designado o sufixo “A” em seu nome). Jatos de partículas altamente energéticas oriundas do seu núcleo são também observadas nos espectros de radiação tanto de rádio como de raios-X.

A nova imagem de Centaurus A é um excepcional exemplo de como ciência avançada pode ser combinada com aspectos estéticos. Belas imagens de Centaurus A tinham sido obtidas com o Very Large Telescope do ESO (ESO PR Photo 05b/00) e com o instrumento Wide Field Imager montado no telescópio de 2,2 metros MPG/ESO em La Silla.

Este trabalho foi publicado na revista Astronomy and Astrophysics (vol. 502): “Uncovering the kiloparsec-scale stellar ring of NGC5128”, por J.T. Kainulainen et al.

Recomendamos assistir os dois vídeos que ilustram este artigo clicando nos ícones abaixo:

ESO PR Video 44a/09: imagens no espectro visível e no infravermelho da galáxia canibal gigante Centaurus A

ESO PR Video 44b/09: dentro de Centaurus A

Equipe da pesquisa

A equipe do estudo liderada por J. T. Kainulainen (Universidade de Helsínquia, Finlândia, e MPIA, Alemanha) contou com J. F. Alves (Observatório de Calar Alto, Espanha e Universidade de Viena, Áustria), Y. Beletsky (ESO), J. Ascenso (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, USA), J. M. Kainulainen (TKK/Departamento de Ciência e Engenharia Rádio, Finlândia), A. Amorim, J. Lima, e F. D. Santos (SIM-IDL, Universidade de Lisboa, Portugal), A. Moitinho (SIM-IDL, Universidade de Lisboa, Portugal), R. Marques e J. Pinhão (Universidade de Coimbra, Portugal), e J. Rebordão (INETI, Amadora, Portugal).

Observatório do ESO em La Silla, Chile. Crédito: ESO

La Silla – o primeiro observatório do ESO

O Observatório de La Silla, 600 km ao norte de Santiago do Chile, situa-se a uma altitude de 2.400 metros e tem sido a pedra chave do ESO desde os anos 60. É lá que o ESO mantém vários dos mais produtivos telescópios do mundo, da classe dos 4 metros. O New Technology Telescope (NTT – Telescópio de Nova Tecnologia) de 3,58 metros foi o primeiro telescópio no mundo a ter um espelho principal controlado por computador (ótica ativa), uma tecnologia desenvolvida no ESO, e agora aplicada à maior parte dos grandes telescópios mundiais. No telescópio de 3,58 metros do ESO está instalado o HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, ou instrumento de busca de planetas através de velocidade radial de grande precisão), um espectrógrafo com uma precisão sem paralelo, dedicado à procura de exoplanetas.

O observatório de La Silla tem a certificação ISO 9001 (Sistema de Qualidade de Administração). A infra-estrutura de La Silla é igualmente usada por muitos dos países membros do ESO para projetos direcionados tais como o Telescópio Suíço Euler de 2,2 metros, o Rapid-Eye Mount (REM) e o detector de explosões de raios gama TAROT. De igual modo, existem em La Silla infra-estruturas mais comuns para os utilizadores tais como o telescópio de 2,2 metros Max Planck e os telescópios dinamarqueses de 1,5 metros. A câmara de grande campo de 67 milhões de pixels montada no telescópio de 2,2 metros obteve muitas imagens extraordinárias de objetos celestes, algumas das quais se tornaram famosas.

Com cerca de 300 publicações científicas atribuídas ao trabalho executado no observatório, La Silla permanece na linha da frente da astronomia. La Silla proporcionou um enorme número de descobertas científicas, incluindo vários trabalhos pioneiros. O espectrógrafo HARPS é, sem dúvida, um instrumento sem igual na descoberta de planetas extrasolares de baixa massa. HARPS detectou um sistema em torno da estrela Gliese 581, que contém o primeiro planeta rochoso conhecido, na zona de habitabilidade, descoberto fora do Sistema Solar (ESO 22/07). Vários telescópios de La Silla desempenharam um papel crucial na compreensão das explosões de raios gama – as mais energéticas explosões no Universo, após o Big Bang – como um fenômeno ligado diretamente a explosões de estrelas de grande massa. Desde 1987, que o Observatório de La Silla do ESO desempenhou igualmente um importante papel no estudo e seguimento da mais recente supernova próxima, SN 1987A.

O Observatório de La Silla situa-se nos arredores do deserto do Atacama no Chile, um dos locais mais secos e isolados do planeta. Tal como os outros observatórios desta área geográfica, La Silla encontra-se longe de poluição luminosa e tal como o Observatório do Paranal, local do Very Large Telescope, possui um dos céus mais escuros que existem na Terra.

Fontes

• Astronomy and Astrophysics (vol. 502): “Uncovering the kiloparsec-scale stellar ring of NGC5128”, por J.T. Kainulainen et al.
• Centaurus A: http://www.mpe.mpg.de/~hcs/Cen-A/
• ESO: Watching a Cannibal Galaxy Dine

Fontes hidrotermais oceânicas: o verdadeiro berço da vida?

Durante 80 anos os biólogos têm aceitado que a vida começou em uma ‘sopa primordial’ de moléculas orgânicas, antes de evoluir para fora dos oceanos, milhões de anos mais tarde.

Agora, a teoria da ‘sopa primordial’ foi virada de cabeça para baixo por um artigo pioneiro publicado no BioEssays que afirma que foi a energia química da Terra, procedente dos respiradouros hidrotermais oceânicos, que deu o primeiro impulso para a vida.

Teoria obsoleta: que fazer com os livros de biologia?

“Os livros [antigos de biologia, nos quais nós aprendemos este assunto] alegam que a vida surgiu de uma sopa orgânica e que as primeiras células cresceram fermentando estes compostos orgânicos para gerar energia sob a forma de ATP. Nós agora fornecemos uma nova perspectiva sobre o porquê da antiga visão familiar não funcionar de forma alguma (!)”, disse o líder da equipe, Dr. Nick Lane, do University College em Londres.

“Nós apresentamos a alternativa de que a vida surgiu a partir dos gases atmosféricos (H_2, CO_2, N₂ e H₂S) e que a energia para a vida primordial veio pelo uso de gradientes geoquímicos existentes nos fundos dos oceanos em um tipo especial de fontes hidrotermais de alta profundidade – do tipo que está repleta de compartimentos minúsculos, ou poros, interconectados”.

Em 1929, os bioquímicos John Haldane e Aleksander Oparin testaram a hipótese de que faltava oxigênio livre na atmosfera da Terra. Nesse ambiente inóspito, sugeriram eles, os compostos orgânicos poderiam se formar de simples moléculas se fossem estimulados por uma forte fonte de energia - ou radiação ultravioleta, ou relâmpagos. Haldane dizia ainda que os oceanos teriam sido uma "sopa primordial" desses compostos orgânicos. Seguindo um esquema similar ao do desenho acima, Urey e Miller realizaram em 1953 um experimento para comprovar se que moléculas orgânicas poderiam surgir em atmosferas sem oxigênio, como na Terra primitiva.

‘Sopa Primordial’?

A teoria da ‘sopa primordial’ foi proposta pela primeira vez em 1929, quando os bioquímicos JBS Haldane  e Aleksander Oparin publicaram seu influente ensaio sobre a origem da vida na qual efenderam que a radiação UV forneceu a energia necessária para converter o metano, a amônia e a água nos primeiros compostos orgânicos nos oceanos da Terra primitiva.  Entretanto, os críticos da teoria da ‘sopa primordial’ a questionam veementemente, assinalando que não existe uma força sustentável para gerar esta reação e sem uma fonte de energia, a vida como nós a conhecemos jamais poderia surgir.

“Apesar das falhas existentes na bioenergética e na termodinâmica desta idéia de 80 anos, a ‘sopa primordial’ ainda persiste como o pensamento central geral sobre a origem da vida”, disse o autor sênior William Martin, um biólogo evolucionário do Instituto de Botânica III, em Düsseldorf. “Mas a sopa não é capaz de produzir a energia vital (!)”.

Ao rechaçar a teoria da ’sopa primordial’, a equipe voltou-se para a química da Terra para identificar a fonte de energia que poderia alimentar os antecessores primitivos dos organismos vivos: os gradientes geoquímicos ao longo de uma colméia de cavernas naturais microscópicas em fontes hidrotermais. Estas células catalisadoras geraram lipídios, proteínas e nucleotídeos, dando origem às primeiras células autênticas.

Fontes termais alcalinas oceânicas

A equipe se concentrou nas idéias desenvolvidas pelo geoquímico Michael J. Russell, sobre as fontes termais alcalinas nas profundezas oceânicas, que produzem gradientes químicos muito semelhantes aos utilizados por quase todos os organismos vivos presentes – um gradiente de prótons através de uma membrana. Os primeiros organismos provavelmente se aproveitaram destes gradientes através de um processo conhecido como quimioosmose ^[1], em que o gradiente de prótons é usado para direcionar a síntese da moeda universal de energia celular, o ATP, ou algum equivalente mais simples. Mais tarde, as células se desenvolveram para gerar o seu próprio gradiente de prótons por meio de uma transferência de elétrons de um doador para um receptor. A equipe afirma que o primeiro doador foi o hidrogênio e o primeiro receptor o CO_2.

“As células vivas modernas herdaram o mesmo tamanho do gradiente de prótons e, crucialmente, a mesma orientação – positivas do lado de fora e negativas dentro – que as vesículas inorgânicas a partir das quais as células surgiram”, disse o co-autor John Allen, bioquímico da Queen Mary University de Londres.

“As restrições termodinâmicas indicam que a quimioosmose ^[1] é estritamente necessária para o metabolismo de carbono e a energia em todos os organismos que crescem hoje, a partir de ingredientes químicos simples [autótrofos] e, presumivelmente, nas primeiras células de vida livre”, disse Lane. “Aqui nós consideramos como as primeiras células poderiam ter usado uma força criada geoquimicamente e aprenderam a incorporá-la.”

Esta foi uma transição vital, desde a quimioosmose ^[1] é o único mecanismo pelo qual os organismos poderiam escapar das chaminés térmicas. “A razão pela qual hoje todos os organismos são quimioosmóticos ^[1] é simplesmente o fato deles terem herdado esta habilidade da época e local em que as primeiras células evoluíram – e que não poderiam ter evoluído sem este processo”, disse Martin.

“Longe de ser extremamente complexa para ter alimentado os primeiros organismos, é quase impossível vislumbramos como a vida poderia ter começado sem o processo de quimioosmose ^[1]“, concluiu Lane. “Está na hora jogar fora a teoria da fermentação em uma sopa primordial como ‘a vida sem oxigênio’ – uma idéia que remonta a uma época em que ninguém tinha conhecimento sobre a biologia do ATP, como a conhecemos agora”.

Um gradiente iônico possui energia potencial e pode ser utilizado para fornecer energia a reacções químicas quando os íons passam através de um canal iônico (em vermelho).

Quimiosmose

^[1] A quimiosmose é o processo de difusão de íons através de uma membrana permeável seletiva. Refere-se, de modo específico, à produção de ATP através do movimento de íons de hidrogênio (prótons) através de uma membrana interna, durante a respiração celular.

Os íons de hidrogênio (prótons) difundem de uma área de elevada concentração de prótons para uma área com concentração mais baixa. Peter D. Mitchell propôs que um gradiente eletroquímico deste tipo poderia ser utilizado na produção de ATP, comparando o processo à osmose (difusão de água através de uma membrana).

A enzima responsável pela produção de ATP através da quimioosmose é a ATP sintase. A ATP sintase possibilita a passagem de prótons através da membrana, usando a energia cinética para fosforizar ADP a ATP. A produção de ATP através da quimioosmose ocorre em cloroplastos, mitocôndrias e em alguns procariontes.

A cadeia de transporte electrônico na mitocôndria é o local onde ocorre a fosforilação oxidativa em eucariontes. O NADH e succinato produzidos no ciclo dos ácidos tricarboxílicos são oxidados, libertando-se energia utilizável pela ATP sintase.

Fontes

Science Daily: New Research Rejects 80-Year Theory of ‘Primordial Soup’ as the Origin of Life

Wiley.com: Novas pesquisas rejeitam a teoria da “sopa primordial” como a origem da vida

Imagem no infravermelho da Nebulosa de Órion obtida com o VISTA. Crédito: ESO/J. Emerson/VISTA/Cambridge Astronomical Survey Unit

A nebulosa de Órion nos revela muitos de seus segredos, em uma imagem extraordinária obtida pelo VISTA, o novo telescópio de rastreamento do ESO (European Southern Observatory). O grande campo de visão do telescópio possibilita a observação da nebulosa em todo o seu esplendor enquanto que a visão infravermelha do VISTA permite-nos perscrutar profundamente regiões de poeira que se encontram geralmente invisíveis, e onde podemos observar o comportamento de estrelas jovens muito ativas que lá residem.

Recortes da imagem no infravermelho da Nebulosa de Órion obtida com o VISTA. Crédito: ESO/J. Emerson/VISTA/Cambridge Astronomical Survey Unit

O VISTA — the Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy — é a mais recente adição ao Observatório do Paranal do ESO. Trata-se do maior telescópio de rastreamento do mundo e dedica-se a mapear o céu nos comprimentos de onda do infravermelho. Seu enorme espelho (4,1 metros), largo campo de visão e detectores extremamente sensíveis fazem do VISTA um instrumento singular. Agora, esta imagem da Nebulosa de Órion fornecida pelo VISTA ilustra bem sua extraordinária capacidade de investigação, além da luz visível.

A Nebulosa de Órion ^[1] é um vasto berçário estelar que reside a cerca de 1.350 anos-luz de distância da Terra.  Embora esta nebulosa seja considerada belíssima quando observada de um telescópio normal, o que conseguimos ver na radiação visível é apenas uma pequena parte desta nuvem de gás onde abundam estrelas em formação.

Comparação visível (à esquerda, imagem capturada por Robert Gendler) e infravermelho (à direita, pelo VISTA) da imagem completa da Nebulosa de Órion. Crédito: ESO/J. Emerson/VISTA & R. Gendler/Cambridge Astronomical Survey Unit

A maior parte da atividade frenética desta nebulosa acontece no interior das nuvens de gás e poeira e por isto permanece obscurecida. Para efetivamente descobrirmos o que realmente está escondido é necessário o uso de telescópios com detectores sensíveis à radiação na faixa do infravermelho (em maiores comprimentos de onda que a luz visível), capaz de penetrar a poeira. Agora, o VISTA capturou imagens da Nebulosa de Órion mostrando-a em comprimentos de onda duas vezes maiores do que as visíveis pelos nossos olhos.

Da mesma forma que nas diversas imagem antigas da nebulosa de Órion, na luz visível, podemos vislumbrar a familiar forma de morcego da nebulosa. No centro desta área surgem as quatro estrelas brilhantes que formam um Trapézio, conjunto de jovens estrelas massivas bem quentes que emitem fortemente a radiação ultravioleta, a qual limpa a zona circundante e excita o gás interestelar, fazendo-o brilhar. No entanto, a observação no espectro do infravermelho permite ao VISTA nos revelar outras estrelas jovens nesta região central, as quais jamais seriam vistas através dos telescópios tradicionais óticos.

Comparação infravermelho/visível de um recorte da imagem da Nebulosa de Órion obtida com o VISTA. O painel esquerdo mostra uma região de poeira da Nebulosa de Órion na luz visível (imagem capturada por Robert Gendler). No painel direito temos a visão equivalente no espectro infravermelho. Observando em infravermelho, novas caracteríticas são reveladas, incluindo jovens estrelas massivas e quentes e seus jatos explosivos de matéria em alta velocidade. Crédito: ESO/J. Emerson/VISTA & R. Gendler/Cambridge Astronomical Survey Unit

Estruturas avermelhadas revelam estrelas em formação

Observando a região imediatamente acima do centro da imagem, vemos curiosas estruturas vermelhas, completamente invisíveis em outras faixas de freqüência do espectro luminoso. Muitas destas estruturas estão associadas a estrelas bastante jovens que se encontram ainda em desenvolvimento e podem ser observadas entre as nuvens de poeira que fornecem a matéria prima de sua formação. Estas estrelas jovens expulsam jactos de gás com velocidades típicas de 700.000 km/hora (~195 km/s) e muitas dessas manchas avermelhadas marcam os locais onde estes jatos de gás colidem com a matéria circundante, provocando a emissão de radiação causada pela excitação das moléculas e átomos envolvidos no fenômeno. Também são notadas algumas estruturas vermelhas mais tênues, embaixo da Nebulosa de Órion, que mostram que também aí existem estrelas em formação, embora de modo bem menos intenso. Estas estruturas incomuns são objetos interessantes para um melhor entendimento sobre o nascimento e desenvolvimento estelar.

A imagem de Órion mostra a capacidade do telescópio VISTA na captura de imagens de grandes regiões do céu através do espectro infravermelho. O ESO alocou o telescópio VISTA em uma nova missão de mapeamento do céu e os astrônomos prevêem uma rica coleta científica de novos dados a partir desta nova infraestrutura do ESO.

Recomendamos fortemente que você assista aos vídeos do VISTA clicando nas imagens abaixo para acessar as páginas do ESO:

Zoom sobre a imagem em infravermelho da Nebulosa de Órion obtida com o VISTA

Movimento horizontal sobre a imagem em infravermelho da Nebulosa de Órion obtida com o VISTA

Cross-fade infravermelho/visível da Nebulosa de Órion

ESOcast #14: ‘Órion sob uma Nova Luz’

A nebulosa de Órion

[1] A Nebulosa de Órion encontra-se na espada do famoso caçador celeste e é um alvo favorito tanto para os observadores casuais do céu como para os astrofísicos. É visível, embora bastante tênue, a olho nu e aos primeiros observadores com telescópio apareceu como um pequeno agrupamento de estrelas branco-azuladas cercadas por uma misteriosa névoa verde acinzentada. A nebulosa foi descoberta no princípio do século XVII embora a identidade do descobridor seja desconhecida. Em meados do século XVIII Messier, famoso caçador de cometas francês, fez um desenho apurado das suas estruturas principais e atribuiu-lhe o número M42 no seu famoso catálogo. Atribuiu igualmente o número M43 à pequena região separada situada por cima da parte principal da nebulosa. Mais tarde, William Herschel especulou que a nebulosa poderia ser “material caótico de futuros sóis” e os astrônomos descobriram posteriormente que a névoa é, efetivamente, gás que brilha sob o efeito da poderosa radiação ultravioleta emitida por estrelas massivas quentes e jovens formadas recentemente no local.

A constelação de Órion onde inserimos os nomes das estrelas e a nebulosa M42, que é a nebulosa de Órion que o VISTA fotografou. Crédito ©: John Gauvreau

Fontes e referências

Universe Today: New VISTA of Orion por Nancy Atkinson

Science Daily: Orion in a New Light

Space.com: New Image Penetrates Heart of Orion Nebula

ESO: Orion in a New Light

A Terra e a Lua em montagem feita a partir de imagens da sonda Mariner 10, que se dirigia para Vênus e Mercúrio em 1973. A Terra e a Lua estão em escala real de tamanho. Crédito: NASA

Se as civilizações alienígenas ou a vida inteligente extraterrestre são realmente raras em nossa galáxia, a Via Láctea, então é provável que não iremos ouvir algo dos ET antes do Sol tornar-se uma gigante vermelha, em cerca de cinco bilhões anos, no entanto, se contatarmos os alienígenas inteligentes antes disso, nós teremos muitas boas conversas antes da Terra ser esterilizada.

Essa é a conclusão de um recente estudo realizado por Duncan Forgan e Ken Rice, baseado na hipótese da Terra Rara de Peter Ward e D. Brownlee, no qual eles criaram um modelo computacional de uma galáxia hipotética, que simula a Via Láctea onde vivemos, processando esta simulação por 30 vezes. Como premissa, os cientistas consideraram em  sua galáxia simulada que a vida inteligente formou-se em plantas similares a Terra apenas, tal como estabelece a hipótese da Terra Rara.

Frank Drake descreve sua equação que estima o número de civilizações inteligentes na galáxia, com as quais temos a capacidade de nos comunicar.

Embora as simulações de Forgan e Rice possam ainda ser consideradas limitadas e até um pouco fora da realidade, os resultados foram otimistas e aumentam as chances do programa SETI ter sucesso. Mais sucesso do que a equação de Drake previu ou o que o paradoxo de Fermi apontou: Afinal, “onde eles estão?”.

Deficiências na Equação de Drake

“A equação de Drake em si sofre de algumas deficiências fundamentais: ela se baseia fortemente em estimativas médias de variáveis tais como a ‘taxa de formação de estrelas’, a equação é incapaz de incorporar os efeitos da história da físico-química da galáxia ou mesmo a dependência temporal [o princípio da precedência que deveria ser aplicada entre seus fatores] entre seus termos”, disse Forgan. “Na verdade, a fórmula de Drake é criticada por seu efeito polarizador entre os otimistas e os pessimistas em relação ao possível “contato com ETs”, que atribuem valores muito diferentes para os parâmetros e coeficientes de retorno que resultam no número de civilizações galácticas que podem se comunicar com Terra, algo entre 1 (apenas nós), dezenas (?), cem mil (?) ou um milhão (?!)”.

A equação original de Drake

Com base no trabalho de Vukotic e Cirkovic, Forgan e Rice desenvolveram uma simulação de Monte Carlo, modelada baseando-se em nossa galáxia. Para as entradas do modelo os cientistas usaram as melhores estimativas de parâmetros astrofísicos reais, como a taxa de formação estelar, a função de massa inicial, o tempo de vida de uma estrela em que permanece na seqüência principal, a probabilidade de morte que venha dos céus (exemplos: extermínio de civilizações por queda de cometas e asteróides massivos, explosões de raios gama, supernovas próximas do planeta hospedeiro, etc).

O modelo que se transformou em uma hipótese

Devido aos vários fatores-chave inseridos no sistema, no entanto, “o modelo vai além de um mero conjunto de parâmetros relativamente restritos e se torna uma verdadeira hipótese”, Forgan explicou: “Em essência, o método gera uma galáxia de um bilhão de estrelas (limite máximo de estrelas, imposto pela simulação),  cada uma com suas próprias propriedades estelares (massa, luminosidade, localização dentro na Galáxia, etc), selecionadas aleatoriamente a partir observações e distribuições estatísticas. Sistemas planetários são então gerados para estas estrelas em uma maneira similar e a seguir é permitido a evolução da vida nestes planetas de acordo com algumas hipóteses de origem. O resultado final é uma galáxia simulada, que é estatisticamente representativa da Via Láctea. Para quantificar os erros das amostragem aleatória, este processo é repetido várias vezes: isso permite uma estimativa da média das amostras e o cálculo do desvio padrão das variáveis de saída obtidas a partir do modelo simulado.”

Restrições da Terra Rara

Os cientistas simularam a hipótese da Terra Rara, permitindo que a vida animal, o único tipo de vida a partir da qual as civilizações inteligentes podem realmente surgir, se desenvolva sob as seguintes condições:

1. A massa do planeta habitável esteja entre a metade e duas vezes a massa da Terra;
2. A estrela hospedeira tenha massa entre 50% e 150% da massa do Sol;
3. O planeta tenha uma lua que atue estabilizando o eixo do planeta e gere marés;
4. A estrela hospedeira tenha pelo menos um planeta gigante com mais de 10 vezes a massa da Terra em uma órbita exterior atuando como escudo para capturar asteróides e cometas perigosos.

Imagem que simboliza o programa SETI de busca por civilizações extraterrestres

A boa notícia para o programa SETI é que uma galáxia como a nossa deve hospedar centenas de civilizações inteligentes (embora, surpreendentemente, o estudo não inclua o conceito de zona habitável galáctica), a má notícia é que, durante o tempo de uma civilização, quando poderia se comunicar com um ET (entre o momento torna-se tecnologicamente avançado o suficiente e quando é dizimado por sua estrela hospedeira indo para a sua fase de gigante vermelha) é, na maioria das simulações, insuficiente para termos um contato com outras civilizações (ou se existem, elas estão muito longe). Assim nós, ou os  ET, estaríamos literalmente sozinhos, ilhados em nosso recanto dentro da galáxia, como nos explicou Seth Shostak, líder do programa SETI em “Estarão as civilizações galácticas em ilhas isoladas de um vasto oceano interestelar?“

Mas nem tudo é má notícia, se não estamos sozinhos, uma vez estabelecido o primeiro contacto, passaremos a ter numerosos ‘telefonemas’ com o ETs.

Este é um trabalho que ainda está em andamento

“A modelagem numérica deste tipo é geralmente uma sombra da entidade que o modelo tenta explicar, neste caso, a Via Láctea e as estrelas que a compõem, planetas e outros objetos”, disseram Forgan e Rice. Entretanto, diversas melhorias no modelo já estão sendo trabalhadas.

Fontes e referências

ArXiv.org: Numerical Testing of The Rare Earth Hypothesis using Monte Carlo Realisation Techniques – Autores: Duncan H. Forgan, Ken Rice

Universe Today: If the Earth is Rare, We May Not Hear from ET por Jean Tate

Cambridge Journals: A numerical testbed for hypotheses of extraterrestrial life and intelligence por D.H. Forgan