Sombras distorcidas da superfície da Lua

Numa imagem obtida em 14 de outubro de 2023, são vistas sombras distorcidas da superfície da Lua criadas por um eclipse anular do Sol.

© Ryan Imperio (sombras distorcidas da superfície da Lua durante um eclipse anular do Sol)

Esta é uma sequência de imagens captadas continuamente mostrando a progressão das contas de Baily no terceiro contato, ou seja, durante o fim da anularidade, o momento em que a borda oeste da Lua revela o disco do Sol durante o eclipse anular. 

As contas de Baily são formadas quando a luz do Sol brilha através dos vales e crateras da superfície da Lua, quebrando o conhecido padrão de anéis do eclipse, e só são visíveis quando a Lua entra ou sai de um eclipse. Elas são um desafio para captar devido à sua brevidade e ao tempo preciso necessário. 

A imagem foi tirada pelo astrofotógrafo Ryan Imperio, que foi o vencedor geral do concurso Astronomy Photographer of the Year concedido pelo Royal Museums Greewich. 

Fonte: Royal Observatory

Tempestades solares intensas

O Solar Dynamics Observatory (SDO) da NASA registrou duas intensas tempestades geomagnéticas nesta sexta-feira (10) às 22h23 (BRT) e neste sábado às 8h44. As explosões solares continuarão acontecendo até este domingo (12).

© SDO (explosões solares classe X)

As erupções são classificadas como erupções das classes X5.8 e X1.5, respectivamente. A imagem mostra um subconjunto de luz ultravioleta extrema que destaca o material extremamente quente em explosões criadas a partir de uma mistura dos canais AIA 193, 171 e 131 do SDO. Durante os últimos dias, a mancha solar gigante AR3664 disparou várias erupções que produziram ejeções de massa coronal.

Os fenômenos de classe X demonstram explosões mais intensas e o número classifica sua força. Dependendo de como impacta a Terra, essas tempestades podem interromper as comunicações, a energia elétrica, a navegação e as operações de rádio e satélite. Este fenômeno acontece quando há explosões no Sol com influência do campo magnético que expele plasma, ejetando massa coronal para o espaço. 

Elas causam tempestades geomagnéticas quando são direcionadas à Terra, gerando auroras na atmosfera terrestre, que neste incidente foram vistas em vários locais no hemisfério Norte (aurora boreal) e hemisfério Sul (aurora austral).

© AFP (aurora boreal)

A fotografia mostra a aurora boreal registrada em Fusch an der Großglocknerstraße na Áustria.

A maior tempestade solar registrada foi o "evento de Carrington", de 1859, que destruiu a rede telegráfica nos Estados Unidos, provocou descargas elétricas e a aurora boreal foi visível em latitudes inéditas, até a América Central.

As tempestades solares podem impactar algumas tecnologias usadas na superfície do planeta. Embora nem todas as tempestades solares causem grandes impactos, aquelas consideradas intensas podem afetar as operações de comunicação. 

As tempestades solares podem afetar os satélites e outras naves espaciais em órbita, alterando sua orientação ou potencialmente desativando seus componentes eletrônicos. As interações com a ionosfera podem bloquear ou degradar as transmissões de rádio. O clima espacial severo pode comprometer as redes elétricas, causando interferência no controle de tensão e sistemas de proteção.

Fonte: NASA

Sol emitiu excesso de raios gama no último pico de atividade

Por sua proximidade e importância para a manutenção da vida na Terra, o Sol é a estrela mais pesquisada pelos astrofísicos.

© NASA (linhas do complexo campo magnético na superfície do Sol)

Esta situação de objeto de estudo preferencial não significa que há pouco a se descobrir sobre o astro. Ao contrário, alguns tipos de pesquisa, como as de longo prazo, só podem ser realizados porque nosso planeta está, sempre, nas vizinhanças do Sol. Assim, é possível observá-lo de forma contínua e perceber detalhes que não podem ser conferidos em estrelas mais distantes. Foi justamente essa particularidade que permitiu um achado recente. 

O estudo realizado pelo brasileiro Bruno Arsioli e a italiana Elena Orlando relata que o Sol emitiu um excesso inesperado de raios gama de alta energia em seus polos. A maior concentração de radiação ocorreu durante seu último período mais ativo, o chamado máximo solar, em junho de 2014. 

Como a Terra, o Sol gira em torno de um eixo, cujas extremidades definem os polos. A rotação gera o campo magnético, de forma que os polos magnéticos coincidem com as pontas do eixo de rotação. Segundo os autores do trabalho, o esperado era que, quando houvesse variações no nível das emissões de raios gama, tais flutuações se manifestassem com a mesma intensidade em todas as áreas do Sol, de forma mais ou menos homogênea, em vez de se concentrarem exageradamente nas zonas de alta latitude. Essa maior concentração de emissões de raios gama foi observada no momento em que ocorreu a inversão dos polos magnéticos do Sol. Por isso, suspeita-se que a reconfiguração magnética esteja relacionada com a produção excessiva de radiação gama nos polos. A troca faz com que o polo magnético do sul migre para o norte do disco solar e vice-versa. Tal inversão ocorre em média a cada onze anos, durante o máximo solar. 

Atualmente, Bruno Arsioli é pesquisador no Instituto de Astrofísica e Ciências Espaciais da Universidade de Lisboa, em Portugal. Elena Orlando é pesquisadora da Universidade de Trieste, Itália. Arsioli iniciou o estudo com dados do Fermi em 2021, quando passou um ano associado ao grupo da italiana na Universidade de Trieste. 

Inédito, o resultado foi obtido a partir da análise de dados referentes a 13 anos e meio de observação do Sol, entre agosto de 2008 e janeiro de 2022, pelo telescópio espacial Fermi, que é dedicado a registrar emissões em frequências da radiação gama, a porção mais energética do espectro eletromagnético. Recentemente foi usado também para estudar uma misteriosa explosão de raios gama, a segunda mais intensa que se observou no espaço, ocasionada provavelmente pela rara fusão de duas estrelas de nêutrons. 

O trabalho de análise das emissões do Sol foi feito em etapas. Primeiramente, Arsioli e Orlando dividiram os dados coletados, que abrangeram um ciclo solar inteiro, em intervalos menores, de 400 a 700 dias. Em seguida, com o emprego de ferramentas de análise de dados por eles desenvolvidas, compararam as emissões de raios gama com energia acima de 5 gigaelétron-volt (GeV) de cada subperíodo em todas as regiões do disco solar. Dessa forma, notaram a concentração de produção de emissões de altas energias nas zonas polares durante o máximo solar. A constatação é amparada por testes estatísticos, descritos no trabalho, que indicam a relevância dos sinais observados. 

Considerado um astro comum entre as mais de 100 bilhões de estrelas da Via Láctea, o Sol se formou há cerca de 4,5 bilhões de anos. Diferente da Terra e da Lua, ele não é um corpo sólido. É uma bola de plasma quente (matéria ionizada, com partículas carregadas eletricamente), constituída pelos gases hidrogênio e hélio. O nível de atividade solar (produção de energia) varia ao longo do tempo de forma mais ou menos regular, em ciclos. 

A duração média de um ciclo solar é de 11 anos, mas pode variar entre 9 e 14 anos. A formação de manchas solares, pontos pretos associadas a áreas mais frias na superfície, é um termômetro da atividade solar. Ocasionalmente, as maiores manchas são visíveis da Terra sem a necessidade de recorrer a telescópios. Mais manchas sinalizam que o astro está funcionando em ritmo acelerado. A dinâmica energética do Sol também está associada a outros fenômenos, como a ocorrência de flares (erupções) e ejeções de massa coronal. 

Entre o momento de maior e o de menor atividade, a diferença de brilho, ou seja, de produção de energia, do Sol é muito pequena, de no máximo 0,1%. Por isso, os climatologistas descartam que variações na atividade solar possam influir de forma significativa no aumento do aquecimento global. Segundo cálculos da NASA, ao longo dos dois últimos séculos, o peso acumulado das emissões de gases de efeito estufa provenientes de atividades humanas sobre a temperatura média da Terra é pelo menos 270 vezes maior do que a possível influência de qualquer alteração de luminosidade do Sol. 

Ainda assim, as alterações em seu regime de funcionamento produzem impactos evidentes na aparência e no comportamento da estrela. Além de gerar conhecimento básico sobre a física estelar, os estudos sobre a atividade solar são úteis para entender os impactos reais que o astro pode ter sobre diferentes aspectos da vida cotidiana na Terra. Ao emitir mais radiação e matéria na direção do Sistema Solar, a estrela pode afetar os sistemas de navegação terrestre, como o GPS, e as telecomunicações no planeta. Para o astrofísico Rodrigo Nemmen, do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP), que não participou do artigo, os dados do trabalho de Arsioli e Orlando são importantes para melhorar o entendimento sobre o funcionamento da superfície do Sol. 

Um dos desafios de Arsioli e Orlando é tentar observar novamente o pico de emissão de raios gama nas regiões polares do Sol durante o próximo máximo solar, que deve ocorrer em 2025. Se a estrela se comportar novamente como em junho de 2014, a ideia de que a produção excessiva de raios gama decorre da inversão periódica dos polos magnéticos se torna mais robusta.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Revista FAPESP

Encontrada uma anã marrom mais quente que o Sol

Esta estrela fracassada é irradiada por sua companheira, uma anã branca, e pode ser usada para estudar Júpiteres quentes.

© NASA (ilustração de uma anã marrom)

Um sistema binário a 1.400 anos-luz de distância está aumentando o calor e pode ajudar os especialistas a entender melhor a classe de exoplanetas conhecidos como Júpiteres ultraquentes, gigantes gasosos que estão muito próximos de suas massivas estrelas hospedeiras. 

O sistema único descrito em um novo estudo inclui uma anã marrom cuja temperatura atinge aproximadamente 7.700 °C. Isso o torna mais quente que o Sol, cuja superfície é de 5.500 °C. Mas, as temperaturas sufocantes da anã marrom não são geradas por nenhuma reação nuclear interna própria: em vez disso, ela orbita muito perto de sua companheira, uma anã branca chamada WD 0032-317, que a está explodindo com emissão de radiação. O lado noturno da anã marrom, ou seja, o lado voltado para longe da anã branca, é quase 6.000 °C mais frio. 

Este par de estrelas pode ajudar os cientistas a aprender mais sobre exoplanetas que orbitam muito perto de estrelas massivas e quentes. Os intensos surtos de radiação ultravioleta dessas estrelas podem fazer com que as atmosferas desses planetas evaporem e até vaporizem seu material planetário. Mas, esse processo é difícil de estudar. 

Um sistema anã branca e anã marrom pode servir como um análogo para um sistema de Júpiter ultraquente, que é muito mais fácil de observar. Análogos de Júpiter fornecem uma maneira indireta de estudar as atmosferas de planetas gigantes porque as anãs marrons devem ter atmosferas muito semelhantes às dos planetas gigantes gasosos.

O sistema WD 0032–317 foi observado pela primeira vez por astrônomos que realizaram um levantamento de centenas de anãs brancas no início dos anos 2000 com o Very Large Telescope (VLT) no Observatório Paranal, no Chile. 

Uma anã branca é uma estrela que atingiu a fase final de sua vida, depois de se expandir para uma gigante vermelha quando seu combustível acaba, ela explode suas camadas externas, tudo o que resta é o núcleo quente e inerte. 

O WD 0032–317 foi inicialmente sinalizado como um sistema binário de duas anãs brancas; mas, quando os astrônomos revisitaram os dados, eles viram sinais que eram mais reveladores de uma companheira anã marrom. 

As anãs marrons não são planetas nem estrelas, mas objetos intermediários: pelo menos 13 vezes mais massivas que Júpiter, mas não massivas o suficiente para gerar o calor e a pressão necessários para fundir o hidrogênio em hélio. Por esse motivo, às vezes são chamadas de estrelas fracassadas. 

A anã marrom também pode ser uma das maiores já encontradas, pesando de 75 a 88 vezes a massa de Júpiter. Em observações de acompanhamento, os pesquisadores viram uma emissão vindo do lado sempre voltado para a anã branca. Ele foi originalmente perdido há duas décadas porque as observações originais foram feitas quando o lado noturno da companheira estava voltado para o telescópio. Nos novos dados, o lado diurno da anã marrom está voltado para o telescópio. 

Os astrônomos conhecem apenas um outro exemplo deste fenômeno: KELT-9b, que é tão quente que espalha material por trás dele, imitando a cauda de um cometa. A dificuldade de encontrar Júpiteres ultraquentes se deve em parte ao brilho de suas grandes estrelas hospedeiras próximas. Para complicar ainda mais as coisas, essas estrelas giram rapidamente e são propensas a tempestades estelares. 

Os astrônomos geralmente medem a massa de um exoplaneta medindo o desvio para o vermelho e o desvio para o azul das linhas espectrais da estrela hospedeira conforme a estrela oscila devido à atração gravitacional do exoplaneta. Mas quando uma grande estrela está girando rapidamente e explodindo, o movimento rápido do material da estrela torna mais difícil para discernir a oscilação da estrela. 

Por essas razões, os astrônomos estão interessados em usar anãs marrons que orbitam anãs brancas como análogos de Júpiteres ultraquentes. Os tamanhos relativos desses objetos tornam a anã marrom mais fácil de observar: uma anã marrom tem aproximadamente o mesmo diâmetro de um Júpiter quente, mas as anãs brancas são muito menores do que a maioria das estrelas, aproximadamente do tamanho da Terra. No entanto, eles ainda podem liberar calor residual suficiente para queimar companheiros próximos: no caso de WD 0032–317, a quantidade de radiação ultravioleta extrema que a anã marrom recebe de sua anã branca é 5.600 vezes maior que a de KELT-9b. 

Além de ser um modelo para Júpiteres ultraquentes, o sistema WD 0032–317 também oferece aos cientistas uma visão da evolução das estrelas. Com base em modelos de evolução estelar, a anã marrom parece ter pelo menos alguns bilhões de anos. Mas a anã branca ainda é incrivelmente quente, indicando que faz apenas cerca de 1 milhão de anos desde que se tornou uma anã branca. Além do mais, a anã branca tem uma massa de cerca de 0,4 vezes a do Sol. 

De acordo com a teoria, uma anã branca tão pequena não pode existir por conta própria, levaria uma estrela de massa tão baixa por mais tempo do que a idade do Universo para atingir sua fase de anã branca. Suspeita-se que a anã marrom ajudou a colocar a anã branca no estado em que se encontra hoje porque, em certo momento, elas compartilharam um envelope comum. A evolução do envelope comum é uma fase na vida de uma estrela binária em que duas estrelas ou objetos orbitam dentro de um envelope compartilhado de gás. Nesse caso, o envelope comum se desenvolveu quando a estrela primária se expandiu para uma gigante vermelha, envolvendo a anã marrom. A anã marrom pode ter ajudado a estrela primária a perder parte de sua massa e se tornar uma anã branca antes do esperado para uma única estrela.

Fonte: Astronomy

Manchas solares em um Sol ativo

Por que nosso Sol está tão ativo agora?

© NASA / SDO (manchas solares)

Esperava-se um aumento na atividade da superfície porque nosso Sol está se aproximando do máximo solar em 2025. 

No entanto, no mês passado, nosso Sol gerou mais manchas solares do que em qualquer mês durante todo o ciclo solar anterior de 11 anos, e até mesmo datando de 2002. 

A imagem em destaque é uma composição de imagens tiradas todos os dias de janeiro a junho pelo Solar Dynamic Observatory (SDO) da NASA. Mostrando uma grande abundância de manchas solares, grandes manchas individuais podem ser rastreadas ao longo do disco solar, da esquerda para a direita, durante cerca de duas semanas. 

À medida que o ciclo solar continua, as manchas solares geralmente aparecem mais perto do equador. As manchas solares são apenas uma maneira de nosso Sol exibir atividade de superfície, outra são as erupções e ejeções de massa coronal (CMEs) que expelem partículas para o Sistema Solar. 

Estas partículas podem afetar os meios de comunicações e estações elétricas. Por outro lado, a atividade solar na atmosfera da Terra, pode apresentar um aspecto estético quando desencadeiam auroras. 

Fonte: NASA

A compreensão da física envolvendo superexplosões estelares

A relação entre as manchas solares e as explosões solares tem sido bastante investigada nos estudos sobre o Sol.

© NASA (estrela com grande cobertura de manchas e superflares)

Até porque essas erupções associadas a ejeções de massa coronal, em que grandes quantidades de energia são liberadas, impactam diretamente nosso planeta, causando maior ocorrência de auroras boreais; blecautes nas comunicações por rádio; incremento do efeito de cintilação nos sinais de GPS; redução nas velocidades e altitudes dos satélites artificiais. 

Para entender a física por trás desses eventos estelares, uma nova pesquisa enfocou um fenômeno ainda mais intenso, denominado superexplosão (superflare, em inglês), com energia de 1.000 a 10.000 vezes maior do que as maiores explosões vistas no Sol. E buscou esse tipo de evento em duas estrelas do tipo K: a Kepler-411 e a Kepler-210. 

Descobriu que, a despeito de essas estrelas serem semelhantes em todos os aspectos, desde as massas até os períodos de rotação e os sistemas planetários, e de ambas exibirem em torno de 100 manchas, a primeira produziu 65 supererupções, enquanto a segunda não produziu nenhuma. “A área das manchas estelares parece não ser a principal responsável pelo desencadeamento das superexplosões. Talvez a explicação deva ser buscada na complexidade magnética das regiões ativas”, diz Alexandre Araújo, pós-doutorando na Escola de Engenharia Mackenzie. Com apoio da FAPESP, o estudo foi conduzido por ele e sua ex-orientadora de doutorado, atual supervisora de pós-doutorado, Adriana Valio, pesquisadora do Centro de Radioastronomia e Astrofísica Mackenzie (CRAAM), da Universidade Presbiteriana Mackenzie.

As manchas de ambas as estrelas foram caracterizadas com a técnica de mapeamento por trânsito planetário, que fornece a intensidade, temperatura, posição (latitude e longitude) e raio. “Pelo conhecimento que se tinha da literatura, as estrelas com manchas maiores teriam mais chance de produzir superflares, mas não foi isso que observamos. As manchas estelares da Kepler-411 são muito menores do que as da Kepler-210. Teoricamente, seria esta que deveria ter superexplosões, mas isso não acontece. Nossa explicação para a inexistência de superflares na Kepler-210, mesmo com grandes manchas na sua superfície, está na complexidade magnética, na evolução e no tempo de vida das manchas”, afirma Araújo. 

Além de buscar um avanço no conhecimento das atividades estelares, o presente estudo teve uma motivação adicional. A partir da descoberta das primeiras superexplosões em estrelas de tipo solar, a comunidade científica passou a olhar com atenção para tais fenômenos, principalmente para investigar quais seriam as possibilidades de o Sol apresentar uma explosão dessa proporção. Se as erupções de muito menor intensidade já impactam tão fortemente nossa sociedade tecnológica, o que esperar de fenômenos energéticos de tal magnitude? “Certamente os planetas que orbitam estrelas com uma frequência de superflares podem chegar a perder sua atmosfera e, por isso, não desenvolver a vida, pelo menos a vida como a conhecemos”, responde Araújo. 

A estrutura das estrelas de tipo solar 

Para entender tudo isso, é preciso abrir um largo parêntese e recapitular alguns conhecimentos básicos sobre a estrutura das estrelas, obtidos principalmente a partir dos estudos sobre o Sol. Para efeito didático, essa estrutura é dividida em camadas. “O núcleo é a fonte principal da energia da estrela. No Sol, essa região é uma esfera cujo raio corresponde à quinta parte do raio solar, mas com densidade extremamente alta. Nele, a conversão de hidrogênio em hélio, por meio de reações termonucleares, produz temperatura da ordem de 13,6 milhões de kelvin (K)”, informa Valio. 

Em torno do núcleo, fica a zona radiativa, onde a energia é transportada pelos fótons em todas as direções. Os fótons, como se sabe, são as partículas associadas à radiação eletromagnética. E sua velocidade de propagação no vácuo é a maior do universo material. Porém, como a zona radiativa é composta por partículas (prótons, elétrons etc.), a absorção e posterior emissão por estes componentes obstruem enormemente o trânsito dos fótons. De modo que eles levam cerca de 1 milhão de anos para atravessar essa camada e chegar à seguinte, a zona convectiva. “Na zona convectiva, a energia é transportada por meio de correntes de convecção. O material mais quente sobe para a superfície da estrela, enquanto o material mais frio e denso afunda de volta para a camada convectiva. Esse movimento cria células gigantes, que transportam energia e material através da estrela. Na superfície do Sol, elas são conhecidas como os grânulos solares”, explica Valio.

A superfície do Sol é chamada de fotosfera. É nela que aparecem as manchas solares, os grânulos e as erupções, que se estendem por toda a atmosfera solar, composta pela cromosfera e pela coroa. A temperatura média da fotosfera é pouco maior do que 5.700 K, o que faz com que seja relativamente fria em comparação com as camadas internas do Sol ou com as camadas superiores da atmosfera solar. É da fotosfera que sai a maior parte da luz e do calor emitidos por essa estrela. 

“As manchas que aparecem na fotosfera são causadas por campos magnéticos intensos e podem durar de alguns dias a várias semanas antes de desaparecerem. Sua formação começa com um campo magnético gerado pelo movimento de partículas eletricamente carregadas na tacoclina, fina camada compreendida entre as regiões radiativa e convectiva do interior solar. Ao emergirem na superfície do Sol, os tubos de fluxo magnético criam regiões de campo intenso, que bloqueiam a transferência de calor do interior para a superfície. As manchas são escuras porque sua temperatura é 1.000 a 1.500 graus menor do que a temperatura do resto da superfície”, descreve Valio. 

As manchas geralmente têm formatos e tamanhos diferentes, sendo sua complexidade magnética um fator crucial para a produção das maiores explosões solares. Estas são observadas em todo o espectro eletromagnético: rádio, infravermelho, luz visível, ultravioleta, raios X e raios gama. Tais fenômenos transientes acontecem na atmosfera solar, nas regiões de altas concentrações de campo magnético, onde grandes quantidades de energia são liberadas por reconexão magnética. A potência gerada nas maiores explosões solares é de aproximadamente 1.017 a 1.022 quilowatts. 

O método de trânsitos planetários 

O grande desafio para os pesquisadores de superflares é desvendar os mecanismos que originam tais fenômenos. É consensual que essas grandes explosões estejam relacionadas com as manchas estelares. Mas de que forma? “O método de trânsitos planetários é excelente para investigar manchas na superfície de estrelas do tipo solar. Tal método é atualmente o mais robusto para esse tipo de pesquisa. Mas sua aplicação é bastante complicada, principalmente devido à dificuldade de obter estrelas que se encaixem nos critérios de investigação”, comenta Araújo. 

Ele e Valio trabalharam com dados do telescópio Kepler, procurando estrelas que se encaixassem no perfil do estudo. O telescópio espacial Kepler foi projetado pela NASA, a agência espacial norte-americana, com o objetivo de descobrir planetas de tipo terrestre fora do Sistema Solar. Nos quatro anos de sua primeira fase de operação, que se estendeu de 2009 a 2013, ele observou mais de 150 mil estrelas. E, para extrair informações sobre esses objetos, foi utilizado o método de trânsitos planetários, que se baseia na diminuta alteração produzida no brilho da estrela quando um planeta passa na sua frente. Mas encontrar, nessa gigantesca base de dados, os objetos que se adequassem aos seus propósitos foi igual a procurar uma agulha no palheiro. 

“Em primeiro lugar, a estrela devia ter um ou mais planetas. Para que esses exoplanetas pudessem ser detectados, seu ângulo de inclinação em relação à estrela tinha que estar no ângulo de visada do telescópio. Além disso, a estrela precisava apresentar manchas na sua superfície. E o exoplaneta devia transitar nas regiões das manchas. O período orbital do exoplaneta tinha que ser de poucos dias. E seu raio devia ser bem maior do que o da Terra, para que a queda de brilho causada nas curvas de luz da estrela fosse bastante significativa. Finalmente, a estrela precisava apresentar superflares”, disse Araújo. 

O pesquisador afirma que, felizmente, foi possível identificar uma estrela, a Kepler-411, com excelente qualidade de observação. E o melhor: ela possuía um sistema planetário com quatro exoplanetas. Mas, para entender o papel das manchas estelares, era preciso encontrar uma segunda estrela em tudo semelhante, exceto por um aspecto: ela não podia apresentar superflares. “Foi, de certa forma, uma ousadia nossa acreditar que essa segunda estrela existia. E nos sentimos recompensados quando encontramos a Kepler-210, com os parâmetros estelares muito próximos da Kepler-411”, diz Araújo. 

Acredita-se que a detecção de supererupções esteja diretamente ligada à cobertura temporal das manchas na superfície das estrelas. E que, quanto maior a área das manchas estelares, maior o armazenamento de energia magnética para produzir a explosão. “Nossos resultados trouxeram uma perspectiva um pouco diferente. Como já foi dito, na Kepler-411, detectamos 65 superflares, com energias de até 1.035 ergs [1.035 ×107 quilojoules]. Enquanto a Kepler-210 não apresentou nenhuma supererupção, mesmo com o dobro de cobertura temporal, o que nos deu maior probabilidade de observação. E o que mais nos surpreendeu foi o fato de os raios das manchas estelares da Kepler-411 serem muito menores do que os da Kepler-210”, enfatiza Araújo. 

A explicação pode estar no fato de que, embora sejam maiores em área, as manchas da Kepler-210 apresentam uma configuração magnética mais simples. “No Sol, as manchas são classificadas de acordo com o comportamento do campo magnético na área. E classificadas como alfa (α), beta (β), gama (γ) e delta (δ), ou por meio de uma combinação dessas configurações. As manchas deltas são as que apresentam intensa atividade de flares solares. Acreditamos que as manchas da Kepler-210 apresentem uma configuração magnética mais simples, do tipo alfa ou beta. Infelizmente, a confirmação exata dessa hipótese só seria possível por meio de magnetogramas, que são imagens capazes de detectar a localização e a intensidade dos campos magnéticos. Atualmente, só conseguimos observar isso no Sol. Ainda não temos tecnologia para obter magnetogramas de estrelas distantes. De qualquer forma, nosso estudo já nos permite dizer que, em vez de fechar o foco na área das manchas estelares, talvez seja mais produtivo considerar a complexidade magnética das regiões ativas”, conclui Valio. 

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters. 

Fonte: Agência FAPESP

O Sol pode contribuir para as tempestades de poeira de Marte

Uma equipe de pesquisadores relatou que um desequilíbrio sazonal na quantidade de energia solar absorvida e liberada pelo planeta Marte é uma causa provável das tempestades de poeira que há muito intrigam os observadores.

© NASA/JPL (tempestade em Marte)

À esquerda, Marte em condições limpas; à direita, Marte envolvido por uma tempestade de poeira sazonal.

O desequilíbrio extremo de Marte referente ao balanço energético foi documentado pelos pesquisadores da Universidade de Houston. Uma das descobertas mais interessantes é que o excesso de energia, ou seja, mais energia sendo absorvida do que emitida, poderia ser um dos mecanismos geradores das tempestades de poeira de Marte. Compreender como isto funciona em Marte pode fornecer pistas sobre a função do balanço energético da Terra no desenvolvimento de tempestades severas. 

Uma fina atmosfera e uma órbita muito elíptica tornam Marte especialmente susceptível a grandes diferenças de temperatura. Absorve quantidades extremas de calor solar quando está mais perto do Sol nas suas estações perielionares (primavera e verão para o hemisfério sul de Marte), que é a mesma parte extrema da órbita em que aparecem as suas tempestades de poeira. À medida que a sua órbita afasta Marte do Sol, é absorvida menos energia solar pelo planeta. 

Na Terra, os desequilíbrios energéticos podem ser medidos de acordo com a estação e o ano e desempenham um papel crítico no aquecimento global e nas alterações climáticas. 

Marte não é um planeta que tenha qualquer tipo de mecanismos reais de armazenamento de energia, como ocorre aqui na Terra. Os grandes oceanos, por exemplo, ajudam a equilibrar o sistema climático. Ainda assim, Marte contém sinais de que oceanos, lagos e rios foram outrora abundantes. Então, o que aconteceu? 

Os fatos são incertos quanto aos motivos ou quando o planeta se tornou neste globo quente e poeirento com uma abundância de óxido de ferro, cuja cor sépia inspirou observadores de há séculos atrás a chamar-lhe o Planeta Vermelho. Marte já teve, no passado, oceanos e lagos, mas mais tarde sofreu aquecimento global e alterações climáticas. De alguma forma, Marte perdeu os seus oceanos e lagos. Sabemos que estão a acontecer alterações climáticas agora na Terra. 

Para os entusiastas planetários, muitos dos dados podem ser acessados gratuitamente a partir do website PDS (Planetary Data Systems) da NASA, embora alguma informação esteja disponível apenas para os pesquisadores. Colaboraram também com cientistas da NASA, a Mars Global Surveyor e duas missões, Curiosity e InSight, que ainda estão operando no solo marciano.

Um artigo foi publicado no periódico Proceedings of the National Academy of Sciences. 

Fonte: University of Houston

Uma nova visão do Sol

A sonda Solar Orbiter na sua primeira passagem próxima pelo Sol mostra proeminências poderosas fornecendo extraordinárias informações sobre o comportamento magnético do Sol e a forma como este molda o clima espacial.

© ESA/Solar Orbiter (erupção solar de uma região ativa)

A passagem mais próxima da Solar Orbiter pelo Sol, conhecida como periélio, teve lugar no dia 26 de março. A sonda estava dentro da órbita de Mercúrio, a cerca de um-terço da distância Sol-Terra, e o seu escudo térmico atingia 500 °C. Mas dissipou esse calor com a sua tecnologia inovadora para manter a nave segura e funcional. A sonda também absorveu várias erupções solares e até uma ejeção de massa coronal dirigida à Terra, proporcionando uma previsão meteorológica espacial em tempo real. 

O principal objetivo científico da Solar Orbiter é explorar a ligação entre o Sol e a heliosfera. A heliosfera é a grande "bolha" espacial que se estende além dos planetas do nosso Sistema Solar. Está cheia de partículas eletricamente carregadas, a maioria das quais foram expelidas pelo Sol para formar o vento solar. É o movimento destas partículas e os campos magnéticos associados que criam o clima espacial. 

Os instrumentos EUI (Extreme Ultraviolet Imager) e STIX (X-ray Spectrometer/Telescope) a bordo da nave espacial Solar Orbiter captaram uma erupção solar de uma região ativa na face do Sol em 2 de março de 2022. As imagens EUI mostram luz ultravioleta extrema com um comprimento de onda de 17 nanômetros sendo emitida por gases solares atmosféricos com uma temperatura de cerca de um milhão de graus Celsius. O EUI obtém tanto imagens de disco completo utilizando o telescópio FSI (Full Sun Imager), como imagens detalhadas de uma região menor utilizando o telescópio HRIEUV (High Resolution Imager). As detecções STIX foram sobrepostas nas imagens ampliadas do EUI HRIEUV. O STIX regista os raios X em duas bandas de energia diferentes. Os raios X menos energéticos são exibidos em vermelho, os raios X mais energéticos são exibidos em azul. A erupção emite principalmente luz ultravioleta extrema e raios X menos energéticos, mas à medida que se desenvolve, também gera alguns raios X mais energéticos.

O periélio foi um enorme sucesso e gerou uma vasta quantidade de dados extraordinários. A sonda já está navegando pelo espaço para se alinhar para a sua passagem seguinte pelo periélio, ligeiramente mais próxima do Sol, em 13 de outubro, a 0,29 vezes a distância entre o Sol e a Terra. Antes, em 4 de setembro, fará a sua terceira passagem por Vênus. 

A Solar Orbiter já tirou as suas primeiras fotografias das regiões polares largamente inexploradas do Sol, mas muito mais está ainda por vir. No dia 18 de fevereiro de 2025, a Solar Orbiter encontrará Vênus pela quarta vez. Isto resultará no aumento da inclinação da órbita da sonda para cerca de 17 graus. O quinto voo por Vênus, em 24 de dezembro de 2026, aumentará ainda mais esta inclinação para 24 graus e marcará o início da missão de "alta latitude". 

Nesta fase, a Solar Orbiter vai ver as regiões polares do Sol mais diretamente do que nunca. Tais observações em linha de visão são a chave para desenredar o complexo ambiente magnético nos polos, que por sua vez podem guardar o segredo do ciclo de 11 anos de atividade solar. 

Fonte: ESA

Uma estrela jovem parecida com o Sol

Espiando um sistema estelar localizado a dúzias de anos-luz da Terra, os astrônomos observaram, pela primeira vez, uma estrela chamada EK Draconis que ejetou uma quantidade gigantesca de energia e partículas carregadas num evento muito mais poderoso do que qualquer evento do gênero já visto no nosso próprio Sistema Solar.

© NAOJ (ilustração da estrela EK Draconis ejetando massa coronal)

O estudo explora um fenômeno estelar denominado "ejeção de massa coronal", também conhecido como tempestade solar. O nosso Sol emite este tipo de erupções regularmente. São compostas por nuvens de partículas extremamente quentes, ou plasma, que podem viajar pelo espaço a velocidades de milhões de quilômetros por hora. As ejeções de massa coronal podem ter um sério impacto na Terra e na sociedade humana, se uma ejeção de massa coronal atingir a Terra, pode danificar satélites em órbita e afetar as redes de energia que servem cidades inteiras.

O novo estudo, liderado por Kosuke Nakemata do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan) também sugere que as explosões podem ficar muito piores. Os pesquisadores usaram telescópios no solo e no espaço para espiar EK Draconis, que parece uma versão jovem do Sol. Em abril de 2020, a equipe observou EK Draconis ejetando uma nuvem de plasma escaldante com uma massa de um quatrilhão de quilogramas, mais de 10 vezes maior do que a ejeção de massa coronal mais poderosa já registada numa estrela parecida com o Sol. O evento pode servir como um aviso de quão perigoso pode ser o clima espacial.

As ejeções de massa coronal geralmente ocorrem logo depois que uma estrela libera uma proeminência, ou uma explosão repentina e brilhante de radiação que pode estender-se para o espaço. No entanto, pesquisas recentes sugeriram que, no Sol, esta sequência de eventos pode ser relativamente tranquila. Em 2019, por exemplo, um estudo mostrou que jovens estrelas semelhantes ao Sol, na Galáxia, parecem ter superproeminências frequentes, como as nossas próprias proeminências solares, mas dezenas ou até centenas de vezes mais poderosas. Tal superproeminência também pode ocorrer no Sol, mas não com muita frequência, talvez uma vez a cada vários milhares de anos. Ainda assim, uma superproeminência também poderia levar a uma superejeção de massa coronal?

Para descobrir, os pesquisadores voltaram-se para EK Draconis. A curiosa estrela tem quase o mesmo tamanho que o nosso Sol mas, com apenas 100 milhões de anos, é relativamente jovem no sentido cósmico. O nosso Sol era assim há 4,5 mil milhões de anos. Os pesquisadores observaram a estrela durante 32 noites no inverno e na primavera de 2020 usando o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA e o telescópio SEIMEI da Universidade de Kyoto. E, no dia 5 de abril, os pesquisadores observaram em EK Draconis a liberação de uma superproeminência realmente grande. Cerca de 30 minutos depois, a foi observado o que parecia ser uma ejeção de massa coronal voando para longe da superfície da estrela. Foi captada apenas a primeira etapa deste fenómeno, chamada fase de "erupção do filamento". Mas, mesmo assim, era um monstro, movendo-se a uma velocidade máxima de 1,6 milhões de quilômetros por hora.

O Sol também pode ser capaz de tais eventos extremos. Mas, tal como as superproeminências, as superejeções de massa coronal são provavelmente raras para estrelas com a idade do nosso Sol. Ainda assim, as grandes ejeções de massa podem ter sido muito mais comuns nos primeiros anos do Sistema Solar. As ejeções gigantescas de massa coronal podem ter ajudado a moldar planetas como a Terra e Marte.

Os resultados foram publicados na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Um eclipse lunar com bandas azuis

O que faz com que uma faixa azul cruze a Lua durante um eclipse lunar? A faixa azul é real, mas geralmente muito difícil de ver.

© Angel Yu (eclipse lunar)

A imagem HDR apresentada do eclipse lunar da semana passada, tirada de Yancheng, China, foi processada digitalmente para igualar o brilho da Lua e evidenciar as cores. A cor cinza do canto inferior direito é a cor natural da Lua, iluminada diretamente pela luz solar. A parte superior esquerda da Lua não é iluminada diretamente pelo Sol, pois está sendo eclipsada, ela fica na sombra da Terra.

Ela é fracamente iluminada, porém, pela luz do Sol que passou pelas profundezas da atmosfera terrestre. Esta parte da Lua é vermelha como o pôr do Sol da Terra são vermelhos: porque a atmosfera espalha mais luz azul do que vermelha. A incomum faixa azul é diferente, sua cor é criada pela luz do Sol que passou alto na atmosfera da Terra, onde a luz vermelha é melhor absorvida pelo ozônio do que a luz azul. 

Um eclipse total do Sol ocorrerá dia 4 de dezembro de 2021 (próximo sábado), mas, infelizmente, a totalidade será visível apenas perto do Polo Sul da Terra. Parte do eclipse surgirá a partir de 2h29min (BRT), enquanto o total se formará às 4h33min. O fenômeno será visto pela última vez às 6h37min. A totalidade do eclipse irá durar apenas 1 minuto e 54 segundos. 

Ele não poderá ser observado, no entanto, na maior parte do planeta. O principal ponto de aparição do eclipse será na Antártica. A região do mar de Weddell, parte do Oceano Antártico, terá a visualização mais privilegiada do raro fenômeno. Não será possível ver o fenômeno no Brasil. O último eclipse solar total visto pelos brasileiros aconteceu há 27 anos; o próximo, apenas em 2046. 

Um eclipse solar sempre acontece em média duas semanas antes ou depois de um eclipse lunar. Geralmente, são dois eclipses juntos, mas já foram registrados três em uma mesma temporada. O eclipse lunar parcial mais longo do século ocorreu no último dia 19 e foi visto em grande parte do planeta. Segundo a Nasa, quase 97,4% da Lua foi escondida durante o fenômeno, por isso não foi chamado de eclipse lunar total. Ele teve mais de três horas de duração; outro do mesmo tipo não será visto por outros 648 anos. A longa duração estava relacionada à órbita da Lua, que estava perto do seu ponto mais distante da Terra, o apogeu.

Fonte: NASA

Modelo descreve estrela próxima que se assemelha ao Sol

Uma nova pesquisa liderada pela NASA fornece uma visão mais detalhada de uma estrela próxima que se parece com o nosso Sol na juventude.

© NASA (ilustração do aspecto do Sol há 4 bilhões de anos)

O trabalho permite que os cientistas entendam melhor como o nosso Sol pode ter sido quando era jovem e como pode ter moldado a atmosfera do nosso planeta e o desenvolvimento da vida na Terra. 

Com 4,65 bilhões de anos, o nosso Sol é uma estrela de meia-idade, localizada na Via Láctea, onde existem mais de 100 bilhões de estrelas. Uma em cada dez compartilha características com o nosso Sol, e muitas estão nos estágios iniciais de desenvolvimento.

A estrela Kappa 1 Ceti é uma tal análoga solar. A estrela está localizada a cerca de 30 anos-luz de distância e tem uma idade estimada em 600 a 750 milhões de anos, mais ou menos a mesma idade que o nosso Sol tinha quando a vida se desenvolveu na Terra, e também tem massa e temperatura superficial semelhantes ao nosso Sol. Todos estes fatores fazem de Kappa 1 Ceti uma "gêmea" do jovem Sol na época em que a vida surgiu na Terra e um importante alvo de estudo.

Um modelo solar existente foi adaptado para prever algumas das características mais importantes, embora difíceis de medir, de Kappa 1 Ceti. O modelo baseia-se na entrada de dados de uma variedade de missões espaciais, incluindo o telescópio espacial Hubble, o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) e o NICER da NASA e o XMM-Newton da ESA.

Nas estrelasliberam energia na forma de um vento estelar. Os ventos estelares, como as próprias estrelas, são compostos principalmente de um gás superaquecido conhecido como plasma, criado quando as partículas de um gás se dividem em íons carregados positivamente e elétrons carregados negativamente. O plasma mais energético, com a ajuda do campo magnético de uma estrela, pode disparar da parte mais externa e mais quente da atmosfera de uma estrela, a coroa, numa erupção, ou fluir de forma mais constante em direção aos planetas próximos como vento estelar.

Estrelas mais jovens tendem a gerar ventos estelares mais quentes e vigorosos e erupções de plasma mais poderosas do que as estrelas mais velhas. Estas explosões podem afetar a atmosfera e a química dos planetas próximos e, possivelmente, até catalisar o desenvolvimento de matéria orgânica nestes planetas. O vento estelar pode ter um impacto significativo nos planetas em qualquer fase da vida. Mas os ventos estelares fortes e altamente densos das estrelas jovens podem comprimir os escudos magnéticos de proteção dos planetas circundantes, tornando-os ainda mais susceptíveis aos efeitos das partículas carregadas.

Em comparação com agora, na sua infância, o nosso Sol provavelmente girava três vezes mais depressa, tinha um campo magnético mais forte e emitia partículas altamente energéticas e radiação mais intensa. Hoje em dia, o impacto destas partículas às vezes é visível perto dos polos do planeta como auroras, as boreais ou as austrais. 

Este alto nível de atividade no nosso jovem Sol pode ter empurrado para trás a magnetosfera protetora da Terra, e fornecido ao planeta, não perto o suficiente para ficar tostado como Vênus, nem distante o suficiente para ser negligenciado como Marte, a química atmosférica ideal para a formação de moléculas biológicas. Processos semelhantes podem estar em desenvolvimento em outros sistemas estelares por toda a nossa Galáxia e no Universo.

Embora os análogos solares possam ajudar a resolver um dos desafios de espreitar o passado do Sol, o tempo não é o único fator que complica o estudo do nosso jovem Sol. Também existe a distância. Temos instrumentos capazes de medir com precisão o vento solar. No entanto, ainda não é possível observar diretamente o vento estelar de outras estrelas na nossa Galáxia, como Kappa 1 Ceti, porque estão demasiado distantes. 

A equipe também está trabalhando em outro projeto, examinando mais de perto as partículas que podem ter surgido das primeiras erupções solares, bem como a química prebiótica na Terra. Os pesquisadores esperam mapear os ambientes de outras estrelas semelhantes ao Sol em vários estágios de vida. Especificamente, têm olhos postos na jovem estrela EK Dra, localizada a 111 anos-luz de distância e com apenas 100 milhões de anos, que provavelmente gira três vezes mais depressa e lança mais proeminências e plasma do que Kappa 1 Ceti. A documentação de como estas estrelas semelhantes de várias idades diferem umas das outras ajudará a caracterizar a trajetória típica da vida de uma estrela.

O estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Encontrando a Terra retroiluminada pelo Sol

Cientistas da Universidade de Cornell e do Museu Americano de História Natural identificaram 2.034 sistemas estelares próximos, até uma pequena distância cósmica de 326 anos-luz, que poderiam encontrar a Terra meramente observando o nosso pálido ponto azul cruzando o Sol.

© OpenSpace (ilustração da Terra e do Sol vistos de um exoplaneta)

São 1.715 sistemas estelares que podem ter avistado a Terra desde que a civilização humana floresceu há cerca de 5.000 anos, e mais 319 sistemas estelares que serão acrescentados nos próximos 5.000 anos.

Os exoplanetas em torno destas estrelas próximas têm lugar cósmico de destaque para ver se a Terra contém vida. Foram usadas as posições e os movimentos do catálogo Gaia EDR3 da ESA para determinar quais as estrelas que entram e saem da Zona de Trânsito da Terra, e por quanto tempo. A nossa vizinhança solar é um lugar dinâmico onde as estrelas saem e entram deste ponto de vista perfeito para ver a Terra transitar o Sol a um ritmo rápido. 

Dos 2.034 sistemas estelares que passam pela Zona de Trânsito da Terra ao longo do período examinado de 10.000 anos, 117 objetos estão a cerca de 100 anos-luz do Sol e 75 destes estão na Zona de Trânsito da Terra desde que as estações comerciais de rádio na Terra começaram a transmitir para o espaço há cerca de um século. As ondas de rádio transmitidas da Terra são uma assinatura da nossa civilização tecnologicamente avançada e os exoplanetas dentro desse alcance podem tê-las captado.

Incluídos no catálogo de 2.034 sistemas estelares estão sete conhecidos por hospedar exoplanetas. Cada um destes mundos teve ou terá a oportunidade de detectar a Terra, assim como os cientistas da Terra já encontraram milhares de mundos em órbita de outras estrelas usando o método de trânsito. 

Ao observar o trânsito de exoplanetas distantes, ou seja, a passagem em frente da sua estrela, os astrônomos podem interpretar as atmosferas iluminadas por esta estrela. Caso os exoplanetas possuam vida inteligente, podem observar a Terra iluminada pelo Sol e ver as assinaturas químicas da vida na nossa atmosfera. 

O sistema Ross 128, com uma estrela anã vermelha localizada na direção da constelação de Virgem, fica a cerca de 11 anos-luz e é o segundo sistema mais próximo com um exoplaneta do tamanho da Terra (cerca de 1,8 vezes o tamanho do nosso planeta). Qualquer habitante deste exoplaneta poderia ter visto a Terra cruzando em frente do nosso próprio Sol durante 2.158 anos, começando há cerca de 3.057 anos; perderam o seu ponto de vista há cerca de 900 anos.

O sistema TRAPPIST-1, a 45 anos-luz da Terra, hospeda sete planetas do tamanho da Terra em trânsito, quatro deles na zona habitável temperada daquela estrela. Embora tenhamos descoberto estes exoplanetas em torno de TRAPPIST-1, eles não serão capazes de nos localizar até que o seu movimento os leve para a Zona de Trânsito da Terra daqui a 1.642 anos. Potenciais observadores no sistema TRAPPIST-1 permanecerão no lugar cósmico de destaque durante 2.371 anos. 

Esta análise mostra que mesmo as estrelas mais próximas geralmente passam mais de 1.000 anos num ponto de vista onde podem ver um trânsito da Terra pelo Sol. Se for assumido que o inverso é verdadeiro, isto fornece uma saudável linha temporal para que civilizações identifiquem a Terra como um planeta interessante. 

O telescópio espacial James Webb vai observar vários exoplanetas em trânsito para caracterizar as suas atmosferas e, finalmente, procurar por sinais de vida. A iniciativa Breakthrough Starshot é um projeto ambicioso em andamento que visa lançar uma nanosonda em direção ao exoplaneta mais próximo detectado em torno de Proxima Centauri, a cerca de 4,2 anos-luz de distância, e caracterizar completamente este mundo.

A pesquisa foi publicada na revista Nature.

Fonte: Cornell University