Lançado telescópio brasileiro para observação do Sol

A NASA, agência espacial norte-americana, lançou com êxito, no dia 18 de janeiro, um balão estratosférico que transporta dois equipamentos científicos voltados a estudar o Sol. O lançamento foi feito em McMurdo, base dos Estados Unidos na Antártica.

 

© NASA/SDO (explosão solar)

Um dos equipamentos é o Solar-T: um telescópio fotométrico duplo, projetado e construído no Brasil por pesquisadores do Centro de Radioastronomia e Astrofísica Mackenzie (CRAAM), da Universidade Presbiteriana Mackenzie, em colaboração com colegas do Centro de Componentes Semicondutores da Universidade Estadual de Campinas (Unicamp).

O outro equipamento é o experimento de raios X e gama GRIPS (sigla em inglês de Gamma-ray Imager / Polarimeter for Solar Flares), da University of California em Berkeley, nos Estados Unidos, no qual o Solar-T foi acoplado.

Desenvolvido com apoio da FAPESP, por meio de um Projeto Temático e de um Auxílio à Pesquisa-Regular, o Solar-T é o primeiro instrumento científico do gênero construído no país, após 15 anos de pesquisa e desenvolvimento.

Além da FAPESP, o projeto contou com recursos do Fundo Mackenzie de Pesquisa (MackPesquisa), do Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq), da Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (Capes), da NASA, do AFOSR (sigla em inglês de Air Force Office of Scientific Research), dos Estados Unidos, e do Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (Conicet), da Argentina.

“O desenvolvimento do Solar-T representa uma oportunidade de qualificação brasileira em tecnologia espacial avançada que pode dar origem a novos projetos em satélites, por exemplo, e contribuições para a Estação Espacial Internacional”, disse Pierre Kaufmann, pesquisador do CRAAM e coordenador do projeto.

“Estamos desenvolvendo um projeto em colaboração com o Instituto Lebedev de Moscou para instalar telescópios de detecção de frequências em terahertz na Estação Espacial Internacional, e o sucesso da missão do Solar-T é uma condição necessária para qualificarmos a tecnologia que desenvolvemos”, afirmou.

O balão estratosférico transportando o Solar-T e o GRIPS – que juntos pesam mais de 3 toneladas – está voando a uma altitude de 40 mil metros e circum-navegará a Antártica por um período entre 20 e 30 dias.

Enquanto sobrevoar o continente gelado, o Solar-T deverá captar a energia que emana das explosões solares em duas frequências inéditas, de 3 e 7 terahertz (THz), que correspondem a uma fração da radiação infravermelha distante.

Situada no espectro eletromagnético entre a luz visível e as ondas de rádio, essa faixa de radiação permite observar mais facilmente a ocorrência de explosões associadas aos campos magnéticos das regiões ativas do Sol, que muitas vezes lançam em direção à Terra jatos de partículas de carga negativa (elétrons) aceleradas a grandes velocidades.

Nas proximidades do planeta, essas partículas atrapalham o funcionamento de satélites de telecomunicações e de GPS e produzem as auroras austrais e boreais.

A radiação das explosões nessa faixa do infravermelho distante também torna possível uma nova abordagem para investigar fenômenos que produzem energia em regiões ativas que ficam entre a superfície do Sol, a fotosfera, onde a temperatura não passa dos 5,7 mil graus, e as camadas superiores e mais quentes: a cromosfera, onde as temperaturas alcançam 20 mil graus, e a coroa, que está a mais de 1 milhão de graus.

“Essas frequências de 3 e 7 terahertz são impossíveis de serem medidas a partir do nível do solo porque são bloqueadas pela atmosfera. É necessário ir para o espaço para medi-las”, disse Kaufmann.

Para fazer as medições, o Solar-T conta com um aparato composto por dois fotômetros (medidores de intensidade de fótons), coletores e filtros para bloquear radiações de frequências indesejáveis (infravermelho próximo e luz visível), que poderiam mascarar o fenômeno, e selecionar as frequências de 3 e 7 terahertz.

Os dados coletados pelo telescópio fotométrico são armazenados em dois computadores a bordo do equipamento e transmitidos compactados à Terra, por meio de um sistema de telemetria, valendo-se da rede de satélites Iridium. Os dados transmitidos à Terra são gravados em dois computadores no CRAMM.

“A transmissão dos dados obtidos pelo Solar-T para a Terra garante a obtenção das informações coletadas caso não seja possível recuperar os computadores a bordo do equipamento, porque as chances são muito baixas”, afirmou Kaufmann. “A Antártica é maior do que o Brasil, tem pouquíssimos lugares de acesso e não há como controlar o lugar onde o balão deve cair.”

De acordo com o pesquisador, os dois fotômetros THz, os computadores de dados e o sistema de telemetria do Solar-T estão funcionando normalmente, alimentados por duas baterias carregadas com energia capturada por painéis solares.

Logo após o rastreador de explosões solares ter sido acionado, no dia seguinte ao do lançamento do balão estratosférico, o equipamento já começou a enviar dados para a Terra.

Os dados terão que ter precisão de apontamento e rastreio do Sol de mais ou menos meio grau. Esse nível de precisão deverá ser assegurado por um sistema automático de apontamento e rastreio do GRIPS, com o qual o Solar-T está alinhado.

“Por enquanto, ainda não houve nenhuma grande explosão solar captada pelo Solar-T. Mas, caso ocorra, o equipamento poderá detectá-la e enviar os dados para analisarmos”, disse Kaufmann.

Fonte: FAPESP (Agência)

SOHO celebra 20 anos de ciência espacial

Depois de 20 anos no espaço, a sonda SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) da ESA e da NASA ainda está forte.

© ESA/NASA/SOHO (tsunami solar)

Esta animação mostra um tsunami solar que se expande para fora a partir de uma região ativa mesmo depois de uma erupção solar, no dia 14 de julho de 2000.

A SOHO estuda o Sol e a sua influência para além do Sistema Solar, ela revolucionou este campo da ciência, também conhecido como heliofísica, fornecendo a base para mais de 5.000 artigos científicos. A SOHO também encontrou um papel inesperado como o maior caçador de cometas de todos os tempos, atingindo 3.000 descobertas cometárias em setembro de 2015.

Quando a SOHO foi lançada em 2 de dezembro de 1995, o campo da heliofísica parecia muito diferente do que é hoje. Ainda estavam por responder questões acerca do interior do Sol, da origem do fluxo constante de material liberado pelo Sol, conhecido como vento solar, e o misterioso aquecimento da atmosfera solar. Vinte anos mais tarde, não só temos uma ideia muito melhor sobre o que alimenta o Sol, como toda a nossa compreensão de como o Sol se comporta mudou.

"A SOHO mudou a visão popular do Sol, de uma imagem de objeto estático e imutável no céu, para o monstro dinâmico que é," afirma Bernhard Fleck, cientista do projeto SOHO para a ESA e do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA.

Até o próprio conceito de clima espacial, agora definido para abranger quaisquer eventos ou condições decorrentes do Sol que podem afetar sistemas tecnológicos espaciais e terrestres e, através destes, a vida e os esforços humanos, não era bem compreendido antes do lançamento da SOHO. Atualmente, pensava-se que as erupções solares eram o principal evento solar que afetava a Terra, em parte porque são os mais observados. Graças ao coronógrafo da SOHO, um tipo de câmara que usa um disco sólido para bloquear a face brilhante do Sol, a fim de melhor observar a comparativamente tênue atmosfera solar, conhecida como coroa, hoje sabemos que as nuvens gigantes que são expelidas pelo Sol, chamadas ejeções de massa coronal (EMCs) são uma grande parte do quebra-cabeças do clima espacial. Apesar de outros dois coronógrafos espaciais terem precedido o da SOHO, nenhum forneceu a mesma quantidade ou qualidade de observações.

"Muitas EMCs tênues escaparam à atenção dos coronógrafos mais velhos," afirma Joe Gurman, cientista do projeto SOHO em Goddard. "À luz dos dados da SOHO, percebemos que as EMCs são muito mais comuns e mais variáveis ao longo do ciclo solar."

As EMCs, nuvens enormes e velozes de material solar eletricamente carregado que contêm campos magnéticos incorporados, podem causar tempestades geomagnéticas quando colidem com o campo magnético da Terra, agitando-o e fazendo-os oscilar. A capacidade de ligar os efeitos das tempestades geomagnéticas - como as auroras, perturbações nos GPS e nas comunicações, correntes induzidas geomagneticamente, o que pode colocar em risco as redes elétricas - com eventos no Sol trouxe a ideia de clima espacial ao grosso da população.

"Graças à SOHO, há um crescente reconhecimento público de que vivemos na atmosfera alargada de uma estrela magneticamente ativa," afirma Gurman. "E as pessoas percebem que a atividade solar pode afetar a Terra."

Mas o coronógrafo da SOHO não foi o único instrumento com poder de mudança. Antes do lançamento da SOHO, transportando com ela o EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope), as únicas câmaras capazes de obter imagens do Sol no ultravioleta extremo - radiação que a atmosfera da Terra bloqueia, tornando impossíveis as observações a partir do solo - eram aquelas em foguetes-sonda suborbitais, que recolhem dados durante apenas alguns minutos por hora.

"Pela primeira vez, vimos no ultravioleta extremo ondas que percorriam o Sol a 1,6 milhões de quilômetros por hora," comenta Alex Young, cientista espacial também do Centro de Voo Espacial Goddard.

Estes tsunamis à superfície solar ocorrem em estreita articulação com as EMCs. Antes da descoberta dos tsunamis solares, os cientistas não tinham, normalmente, nenhuma maneira de saber se uma EMC se dirigia na direção da Terra ou na direção oposta, uma vez que todas as EMCs na linha Terra-Sol simplesmente aparecem em imagens do coronográfo como um halo gigante em torno do Sol.

Os cientistas quase que perdiam esta e outras descobertas da SOHO. Em 1998, a sonda ficou perdida por quatro meses devido a um erro de software. Uma equipe conjunta da ESA/NASA foi finalmente capaz de recuperar a nave espacial em setembro desse ano, em parte usando o radiotelescópio gigante de Arecibo para localizá-la e para restabelecer o comando. Este salvamento foi crucial para a heliofísica, dado que grande parte do sucesso científico da SOHO pode ser atribuído aos seus 20 anos de observação quase constante.

Apesar de ter alargado o nosso conhecimento de todas as facetas da heliofísica, a SOHO foi lançada para responder a três questões principais. A primeira, qual é a estrutura interna do Sol?

Embora os cientistas já tivessem desenvolvido teorias acerca das camadas de gás ionizado e do complexo campo magnético que compõem a nossa estrela mais próxima, não tinham maneira de confirmar as suas ideias a não ser observando a superfície do Sol. Mas a SOHO transporta um instrumento que pode fazer uma espécie de sonograma solar, auxiliando os pesquisadores a compreender a estrutura interna do Sol.

Isto ajudou a resolver o que ficou conhecido como o problema dos neutrinos solares, em que o número de um certo tipo de neutrinos solares observados na Terra não coincidia com o número previsto pelas nossas teorias sobre o Sol.

Descobriu-se mais tarde que os neutrinos podem sofrer uma alteração de tipo durante a sua viagem desde o Sol, o que explica a diferença entre as previsões e as observações. Esta pesquisa ganhou o Prêmio Nobel da Física em 2015.

A segunda questão que a SOHO foi concebida para responder era sobre a aceleração do vento solar. O Sol está constantemente perdendo material em todas as direções, mas a velocidade desse fluxo de material é muito superior ao que seria de esperar de uma visão relativamente simples do Sol. As observações da SOHO mostraram como alguns dos fluxos mais velozes do vento solar são acelerados em buracos coronais, áreas no Sol onde o campo magnético está aberto para o espaço interplanetário.

Até agora, ainda ninguém conseguir responder definitivamente à terceira questão da SOHO, o que causa as extraordinariamente altas temperaturas na atmosfera do Sol, a coroa?

A coroa é incrivelmente quente, centenas de vezes mais quente que as camadas abaixo; sendo que a fonte de energia do Sol está no seu centro, basicamente seria de esperar que a coroa, a sua camada mais externa, fosse a mais fria.

As observações da SOHO forneceram a base de muitas explicações possíveis para o problema do aquecimento coronal mas, apesar de ser conhecido, ainda não foi resolvido. No entanto, a missão Solar Probe Plus da NASA, com lançamento previsto para 2018, vai voar mais perto do Sol do que qualquer outra nave a fim de investigar esta mesma questão.

A Solar Probe Plus é uma de muitas missões moldadas pela SOHO e pelas suas descobertas. Outras incluem a SDO (Solar Dynamics Observatory), as STEREO (Solar and Terrestrial Relations Observatory) e a IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph), as três da NASA, como também a Hinode da JAXA/NASA.

Fonte: ESA

Atividade solar em luz ultravioleta e raios X

As regiões ativas do Sol são destacadas nessa imagem composta que combina observações feitas por uma frota de satélites que monitoram o Sol: o NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) da NASA, o Hinode da JAXA e o SDO (Solar Dynamics Observatory) da NASA.

© NASA/JPL-Caltech/GSFC/JAXA (emissão de raios X e luz ultravioleta pelo Sol)

A imagem acima mostra a emissão de raios X de alta energia do NUSTAR (em azul), raios X de baixa energia do Hinode (verde) e luz ultravioleta extrema do SDO (amarelo e vermelho). Todos os três telescópios captaram suas imagens solares aproximadamente ao mesmo tempo em 29 de abril de 2015.

“Nós podemos ver nessa imagem algumas regiões ativas no Sol. O nosso Sol está no estado próximo do repouso do seu ciclo de atividade, mas ainda tem alguns anos antes de atingir o mínimo da atividade”, disse o Dr. Iain Hannah da Universidade de Glasgow, que apresentou a imagem no dia 8 de Julho de 2015 no National Astronomy Meeting em Llandudno, em Wales no Reino Unido.

“Essas regiões ativas do Sol são preenchidas com flares, que ocorrem quando as linhas do campo magnético tornam-se instáveis e se quebram, e então se reconectam”.

Devido à sua extrema sensibilidade, o NuSTAR não pode ver as maiores flares. Mas ele pode ajudar a medir a energia das microflares menores, que produzem somente um milionésimo da energia das flares maiores.

O NuSTAR também pode ser capaz de detectar diretamente as hipotéticas nanoflares que teriam somente um bilionésimo da energia das flares.

“Embora não seja otimizado para observações solares, a alta sensibilidade do NuSTAR pode pesquisar emissões de raios X anteriormente inacessíveis do Sol. Por exemplo, as fracas assinaturas de raios X de uma energia coronal lançanda numa região nas flares ocultas ou buscar por emissões não térmicas de nanoflares em regiões não ativas num Sol mais calmo”. Nós ainda precisamos que o Sol fique mais calmo no decorrer dos próximos anos para que possamos ter a habilidade de detectar esses eventos”, disse o Dr. Hannah.

“Enquanto o nosso Sol se aproxima da sua parte final de tranquilidade no seu ciclo aproximado de 11 anos, ele ainda tem mostrado suspiros de elevada atividade”.

“O que é magnífico sobre o NuSTAR é que o telescópio é tão versátil que nós podemos caçar buracos negros a milhões de anos-luz de distância e também aprender algo fundamental sobre a estrela que está no nosso quintal”, disse o co-autor Dr. Brian Grefenstette do Instituto de Tecnologia da Califórnia, em Pasadena.

Fonte: Royal Astronomical Society

Do outro lado do Sol

Um longo filamento solar se estende através da superfície relativamente calma do Sol nesta imagem telescópica de 27 de abril.

© Göran Strand (longo filamento solar)

A imagem em banda estreita negativa ou invertida foi feita na luz dos átomos ionizados de hidrogênio.

Visto na parte superior esquerda, a magnífica cortina de plasma magnetizado se eleva bem acima da superfície e atualmente vai além da borda do Sol. Quão longo é o filamento solar? Tem quase o mesmo comprimento da distância entre a Terra e a Lua, ilustrada pela inserção em escala à esquerda.

Seguindo à direita pelo disco solar um dia depois, o longo filamento entrou em erupção e ergueu-se para longe da superfície do Sol. Monitorado por satélites que vigiam o Sol, uma ejeção de massa coronal também foi expelida a partir do local, mas é esperado que passe longe do nosso planeta.

Fonte: NASA

Erupções solares podem ter efeitos profundos em planetas desprotegidos

Apesar de ainda não conhecermos tudo o que é necessário para construir um planeta propício à vida, é sabido que a interação entre o Sol e a Terra é essencial para tornar o nosso planeta habitável, um equilíbrio entre uma estrela que fornece energia e um planeta que pode proteger-se das mais duras emissões solares.

© ESA/NASA/SOHO/JHelioviewer (ejeção de massa coronal)

Uma relativamente pequena nuvem de material solar pode ser vista na imagem acima escapando do Sol na parte superior esquerda deste filme capturado pela sonda SOHO no dia 19 de Dezembro de 2006.

O nosso Sol emite constantemente luz, energia e um fluxo de partículas chamado vento solar que banha os planetas à medida que viaja pelo espaço. Também ocorrem ejeções de massa coronal, ou EMC, as maiores erupções de material solar que podem perturbar a atmosfera em torno de um planeta. Na Terra, parte do impacto destas EMC é desviado por uma bolha magnética natural chamada magnetosfera.

Mas alguns planetas, como Vênus, não têm magnetosferas protetivas e isso pode assinalar más notícias. No dia 19 de dezembro de 2006, o Sol libertou uma pequena e lenta nuvem de material solar. No entanto, quatro dias depois, esta EMC foi poderosa o suficiente para arrancar quantidades significativas de oxigênio da atmosfera de Vênus e enviá-lo para o espaço, onde se perdeu para sempre.

Aprender porque é que uma EMC pequena teve um impacto tão forte pode ter consequências profundas para entender o que faz com que um planeta seja propício à vida.

"E se a Terra não tivesse essa magnetosfera protetora?", pergunta Glyn Collinson, autor principal do estudo, do Goddard Space Flight Center da NASA. "Será que a magnetosfera é um pré-requisito para um planeta que sustente vida? Ainda não sabemos, mas podemos estudar estas questões ao observar planetas sem magnetosferas, como Vênus."

O trabalho de Collinson começou com dados da sonda Venus Express da ESA, que chegou a Vênus em 2006 e realizou uma missão de oito anos. Estudando dados do seu primeiro ano, Collinson notou que no dia 23 de dezembro de 2006, a atmosfera de Vênus perdeu oxigênio a um ritmo incrível. Ao mesmo tempo que as partículas escapavam, os dados também mostravam que algo invulgar estava acontecendo ao vento solar que passava pelo planeta.

Para saber mais, Collinson trabalhou com Lan Jian, uma cientista espacial do Goddard Space Flight Center, especializada em identificar eventos no vento solar. Usando dados da Venus Express, Jian tentou descobrir o que tinha atingido o planeta. Parecia ser uma EMC, por isso olhou então para observações da sonda SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) da ESA e da NASA. Identificaram uma EMC fraca no dia 19 de dezembro, candidata provável para o que avistaram quatro dias depois perto de Vênus. Ao medir o tempo que levou a chegar a Vênus, estabeleceram que movia-se a mais de 320 km/s, o que é extremamente lento para os padrões das EMC, mais ou menos a mesma velocidade do próprio vento solar.

Os cientistas dividem as EMC em duas grandes categorias: aquelas rápidas o suficiente para conduzir uma onda de choque à sua frente enquanto afastam-se do Sol, e aquelas que se movem muito mais lentamente, como a chegada do nevoeiro. As EMC rápidas já foram observadas em outros planetas e sabe-se que afetam a fuga atmosférica, mas ninguém tinha ainda observado os efeitos de uma EMC lenta.

"O Sol expeliu uma EMC nada impressionante," afirma Collinson. "Mas o planeta reagiu como se tivesse sido atingido por algo enorme. Ao que parece, é como a diferença entre colocar uma lagosta em água fervendo, contra colocando-a em água fria e aquecendo a água lentamente. De qualquer das maneiras, a lagosta está em maus lençóis."

Da mesma forma, os efeitos da EMC pequena acumularam-se ao longo do tempo, arrancando parte da atmosfera de Vênus e puxando-a para o espaço. Esta observação não prova que cada EMC pequena tem um efeito semelhante, mas deixa claro que tal é possível. Por sua vez, isto sugere que, sem uma magnetosfera, a atmosfera de um planeta é intensamente vulnerável aos eventos meteorológicos do Sol.

Vênus é um planeta particularmente inóspito: é 10 vezes mais quente que a Terra com uma atmosfera tão espessa que o máximo que um módulo de aterrissagem sobreviveu, à superfície, antes de ser esmagado, foi pouco mais de duas horas. Talvez estas vulnerabilidades às tempestades solares tenham contribuído para este ambiente. Independentemente disso, a compreensão exata do efeito que a falta de uma magnetosfera tem num planeta como Vênus pode ajudar-nos a perceber mais sobre a habitabilidade de outros planetas que descobrimos além do nosso Sistema Solar.

Os pesquisadores examinaram detalhadamente os seus dados para ver se conseguiam determinar o mecanismo que expulsava a atmosfera. A EMC tinha claramente empurrado o arco de choque da atmosfera em torno de Vênus. Os cientistas também observaram ondas dentro do arco de choque 100 vezes mais poderosas do que aquelas normalmente presentes.

"É como aquilo que vemos em frente de uma rocha durante uma tempestade à medida que passa uma onda," afirma Collinson. "O espaço em frente de Vênus tornou-se muito turbulento."

A equipe desenvolveu três hipóteses para o mecanismo que empurrou o oxigênio para o espaço. Em primeiro lugar, até uma EMC lenta aumenta a pressão do vento solar, que pode ter interrompido o fluxo normal da atmosfera ao redor do planeta da frente para trás, ao invés forçando-a para o espaço. A segunda possibilidade é que os campos magnéticos que viajam com a EMC mudaram os campos magnéticos normalmente induzidos em torno de Vênus pelo vento solar para uma configuração que pode provocar fuga atmosférica. Ou, em terceiro lugar, as ondas dentro do arco de choque de Vênus podem ter transportado partículas à medida que se moviam.

Collinson diz que vai continuar estudando os oito anos de dados da Venus Express em busca de mais informações, mas ressalta que é preciso sorte para encontrar outra EMC perto de outro planeta. Perto da Terra, temos várias sondas espaciais que podem observar uma EMC a deixar o Sol e os seus efeitos perto da Terra, mas é difícil seguir estes eventos perto de outros planetas.

Esta foi uma observação rara de uma EMC que fornece informações cruciais sobre um planeta tão diferente do nosso, e por sua vez sobre a Terra. Quanto mais aprendemos sobre outros mundos, mais aprendemos sobre a história do nosso próprio planeta e o que o tornou tão favorável à vida.

Estes resultados foram publicados na revista Journal of Geophysical Research.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Descoberta a origem do campo magnético que cobre o Sol

O campo magnético que cobre o Sol e determina o seu comportamento, os ciclos de 11 anos que produzem fenômenos como manchas e tempestades solares, também tem outro lado: uma teia magnética que cobre toda a superfície do Sol em repouso e cujo fluxo magnético resultante é maior do que o das áreas ativas.

© IAA-CSIC/M. Gosic (fluxo magnético solar)

Um estudo liderado pelo Instituto de Astrofísica da Andaluzia (IAA-CSIC) revelou de onde é que o fluxo que alimenta esta teia vem.

O contorno da teia magnética solar coincide com os limites dos chamados supergrânulos, estruturas ligadas à existência de gás quente que sobe para a superfície (efeito semelhante às bolhas feitas por água fervendo) e com cerca de 20 mil km de diâmetro.

"Nós descobrimos que dentro destes supergrânulos, no que é conhecido como intra-rede, pequenos elementos magnéticos viajam para os limites exteriores e interagem com a rede," afirma Milan Gosic, pesquisador responsável pelo estudo.

O acompanhamento destes elementos até agora pouco conhecidos foi por si só um avanço considerável, mas o cálculo da sua contribuição para a teia magnética solar veio como uma grande surpresa: estes pequenos elementos podem criar e transferir, no espaço de apenas 14 horas, todo o fluxo magnético detetado na teia. "Tendo em conta que apenas cerca de 40% deste fluxo acaba na teia, nós achamos que a intra-rede pode repor o fluxo da teia em 24 horas," afirma Louis Bellot (IAA-CSIC), membro da equipe de pesquisa.

A taxa observada de transferência de fluxo magnético para a rede magnética é de 1,5 × 10²⁴ Mx por dia ao longo de toda a superfície solar. Sendo Mx é uma unidade de medida do fluxo magnético no sistema gaussiano, onde: 1 Mx = 1 G cm² = 10⁻⁸ Wb.

O modelo até agora dominante postulava que, por um lado, os campos magnéticos da teia resultavam da deterioração de zonas ativas como as manchas solares e, por outro, de estruturas conhecidas como regiões efêmeras, que fornecem uma série de fluxos mas que não são muito comuns.

Nesse sentido, o estudo por Gosic et al. provocou uma mudança de paradigma porque mostrou que as regiões efêmeras são demasiado escassas para ter um impacto significativo. "Ao longo de 40 horas detectamos apenas duas regiões efêmeras, pelo que a sua contribuição à teia não pode ser mais do que 10% do fluxo total. Em contraste, os pequenos elementos na intra-rede são contínuos e claramente dominantes," explica Gosic (IAA-CSIC).

A descoberta foi feita no decurso de sequências temporais extraordinariamente longas de observação (cerca de 40 horas) com o satélite japonês de alta resolução HINODE - um recorde para este tipo de instrumentos - que tornou possível o acompanhamento da evolução das células supergranulares durante toda a sua vida.

"Acredita-se que os elementos magnéticos da intra-rede e as suas interações com a teia possam ser responsáveis pelo aquecimento das camadas superiores da atmosfera solar, um dos problemas não resolvidos mais prementes da Física Solar," comenta Luis Bellot (IAA-CSIC). O estudo dos elementos magnéticos com dados do Hinode vão permitir uma utilização científica mais eficiente dos dados da missão SolO (Solar Orbiter) da ESA, para a qual a IAA-CSIC está desenvolvendo o instrumento IMAX.

Um artigo sobre a descoberta foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Instituto de Astrofísica da Andaluzia

Um filamento extremamente longo sobre o Sol

No início da semana, o Sol exibiu um dos filamentos mais longos já registrados.

© Oliver Hardy (filamento longo sobre o Sol)

Visível como a faixa mais escura logo abaixo do centro na imagem em destaque, o enorme filamento se estendeu através da face do Sol a uma distância ainda maior do que o raio solar, mais de 700 mil quilômetros.

Um filamento é na verdade o gás quente erguido pelo campo magnético do Sol, de modo que, visto de lado, se parece com uma proeminência salientada. A imagem acima mostra o filamento na luz emitida pelo hidrogênio destacando a cromosfera do Sol. Os telescópios que acompanham o Sol, incluindo o Solar Dynamics Observatory (SDO) da NASA, estão monitorando esta característica incomum. O SDO registrou um campo magnético em espiral engolfando-o.

Uma vez que os filamentos duram tipicamente apenas de algumas horas a dias, suas partes podem entrar em colapso ou em erupção a qualquer momento, seja devolvendo o plasma quente pelo Sol ou expelindo-o no Sistema Solar.

Será que o filamento ainda continua lá?

Você pode conferir clicando no link SDO para obter a imagem solar atual.

Fonte: NASA

NuSTAR observa os raios X de alta energia do Sol

Pela primeira vez, uma missão desenhada para voltar seus olhos para buracos negros e outros objetos distantes do nosso Sistema Solar, observou algo aqui na nossa vizinhança, ou melhor ainda, fez imagens da nossa estrela.

© NuSTAR/SDO (feixe de raios X no Sol)

O Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) da NASA fez sua primeira imagem do Sol, produzindo o retrato mais sensível até hoje da nossa estrela em raios X de alta energia.

“O NuSTAR nos forneceu uma visão única do Sol, das partes mais profundas para as partes mais altas de sua atmosfera”, disse David Smith, um físico solar e membro da equipe do NuSTAR na Universidade da Califórnia em Santa Cruz.

Os cientistas solares pensaram pela primeira vez em usar o NuSTAR para estudar o Sol a cerca de sete anos atrás, depois que a construção e o desenvolvimento do telescópio já estava em andamento, só lembrando que o telescópio foi lançado em 2012. Smith contatou a principal pesquisadora, Fiona Harrison do Instituto de Tecnologia da Califónia, em Pasadena, que ficou muito interessada com a ideia, onde os flashes de raios X apagados previstos pelos teóricos só poderiam ser observados pelo NuSTAR.

Embora o Sol seja muito brilhante para outros telescópios como o observatório de raios X Chandra da NASA, o NuSTAR pode observar a nossa estrela de maneira segura sem correr o risco de danificar os seus detectores. O Sol não é tão brilhante assim em raios X de alta energia detectados pelo NuSTAR, um fator que depende da temperatura da atmosfera do Sol.

Essa primeira imagem solar feita pelo NuSTAR demonstra que o telescópio pode de fato obter dados sobre o Sol. E dá uma ideia sobre questões relativas às altas temperaturas que são encontradas sobre a manchas solares. Imagens futuras fornecerão dados ainda melhores já que o Sol caminha para a parte mais tranquila de seu ciclo.

Com a visão de alta energia do NuSTAR, ele tem potencial para capturar as chamadas e hipotéticas nanoflares, versões menores das gigantes flares solares que entram em erupção com partículas carregadas e com radiação de alta energia. As nanoflares, devem existir, e podem explicar porque a atmosfera externa do Sol, chamada de coroa, é tão quente, um mistério, chamado de problema do aquecimento coronal. A temperatura na coroa solar é em média de 1 milhão de graus Celsius, enquanto que a superfície do Sol, é relativamente mais baixa, 6.000 graus Celsius. É como se tivéssemos uma labareda saindo de um cubo de gelo. As nanoflares, em combinação com as flares podem ser a fonte desse calor intenso.

Se o NuSTAR puder registrar as nanoflares em ação, ele pode ajudar a resolver esse quebra-cabeça de décadas. Além disso, o observatório de raios X pode pesquisar pelas também hipotéticas partículas da matéria escura, chamada de áxions. Os áxions apareceriam como uma mancha de raios X, no centro do Sol. A matéria escura é cinco vezes mais abundante do que a matéria regular no Universo. Enquanto a matéria escura tem sido indiretamente detectada através da força gravitacional, sua composição permanece desconhecida.

Enquanto o Sol espera por futuras observações do NuSTAR, o telescópio continua com a sua busca galáctica, pesquisando buracos negros, supernovas e outros objetos extremos além do nosso Sistema Solar.

Fonte: NASA

Sondas Van Allen descobrem barreira impenetrável no espaço

Cientistas descobriram que duas zonas de radiação fervilhante que rodeiam a Terra, chamadas Cinturão de Van Allen, contêm uma barreira quase impenetrável que impede os elétrons mais rápidos e energéticos de chegar à Terra.

© NASA/Scientific Visualization Studio (partículas se movendo através do Cinturão de Van Allen)

A animação acima ilustra como as partículas se movem através do Cinturão de Van Allen. A esfera no meio mostra uma nuvem de material mais frio chamada plasmasfera. Novas pesquisas mostram que a plasmasfera ajuda a manter os elétrons altamente energéticos e rápidos, do Cinturão de radiação de Van Allen, longe da Terra.

O Cinturão de radiação de Van Allen é uma coleção de partículas carregadas, reunidas pelo campo magnético da Terra. Pode aumentar e diminuir em resposta à energia recebida do Sol, por vezes inchando o suficiente para expor os satélites em órbita baixa da Terra à radiação prejudicial. A descoberta do coletor, que atua como uma barreira dentro do cinturão, foi feita pelas sondas Van Allen da NASA, lançadas em Agosto de 2012 para estudar a região.

"Esta barreira para elétrons ultra-rápidos é uma característica marcante do cinturão," afirma Dan Baker, cientista espacial da Universidade do Colorado em Boulder, EUA, e autor principal do estudo. "Fomos capazes de a estudar pela primeira vez, porque nunca tivemos medições tão precisas desses elétrons altamente energéticos até agora."

A compreensão do que dá ao cinturão de radiação a sua forma e do que pode afetar o modo como incham ou encolhem, ajuda os cientistas a prever o aparecimento dessas alterações. Tais previsões podem ajudar os cientistas a proteger os satélites na área da radiação.

O Cinturão de Van Allen foi a primeira descoberta da era espacial, medidas com o lançamento do primeiro satélite americano, o Explorer 1, em 1958. Nas décadas seguintes, foi poss´vel descobrir que o tamanho do cinturão pode mudar, até pode fundir-se ou mesmo separar-se ocasionalmente em três cinturões. Mas geralmente o cinturão interno estende-se entre os 650 e os 9.650 km acima da superfície da Terra e o cinturão exterior entre os 13.500 e os 58.000 km acima da superfície da Terra.

Uma zona de espaço quase vazio normalmente separa os cinturões. Mas, o que os mantém separados? Porque é que existe uma região entre os cinturões, sem elétrons?

É aqui que entra a barreira recém-descoberta. Os dados das sondas Van Allen mostram que a borda interna do cinturão exterior é altamente pronunciada. Para os elétrons mais rápidos e energéticos, esta orla é uma fronteira que, em circunstâncias normais, os elétrons simplesmente não conseguem penetrar.

"Quando estudamos os elétrons altamente energéticos, notamos que eles só chegam até uma certa distância da Terra," afirma Shri Kanekal, cientista-adjunto da missão das sondas Van Allen no Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, e co-autor do estudo.

A equipe analisou as possíveis causas. Foi determinado que as transmissões geradas por humanos não eram a causa da barreira. Também foi analisado as causas físicas. Será que a própria forma do campo magnético da Terra cria esta fronteira? Os cientistas estudaram mas eliminaram essa possibilidade. E no que toca à presença de outras partículas espaciais? Parece ser esta a causa mais provável.

Os cinturões de radiação não são as únicas estruturas de partículas ao redor da Terra. Uma nuvem gigante de partículas carregadas e relativamente frias, a plasmasfera, preenche a região mais exterior da atmosfera da Terra, começando a partir dos 960 km e estendendo-se parcialmente até ao cinturão exterior de Van Allen. As partículas no limite exterior da plasmasfera fazem com que as partículas n cinturão exterior de radiação se dispersem, removendo-as do cinturão.

Este efeito de dispersão é bastante fraco e pode não ser suficiente para manter os elétrons na orla no lugar, à exceção de um capricho de geometria: os elétrons do cinturão de radiação movem-se incrivelmente rápido, mas não em direção à Terra. Em vez disso, movem-se em círculos gigantes em torno da Terra. Os dados das sondas Van Allen mostram que na direção da Terra, os elétrons mais energéticos têm muito pouco movimento, se é que o têm, apenas uma deriva lenta e sutil que ocorre ao longo de meses. Este é um movimento tão lento e fraco que pode ser repelido pela dispersão provocada pela plasmasfera.

Isto também ajuda a explicar por que sob condições extremas, quando um vento solar especialmente forte ou uma erupção solar gigante, como uma ejeção de massa coronal, envia nuvens de material para o espaço próximo da Terra, os elétrons do cinturão exterior podem ser empurrados para a região normalmente vazia entre os cinturões.

"A dispersão devida à plasmapausa é forte o suficiente para criar uma parede na borda interna do cinturão exterior de Van Allen," afirma Baker. "Mas um evento solar forte faz com que a fronteira da plasmasfera se mova para dentro."

Uma entrada maciça de matéria do Sol pode corroer a plasmasfera exterior, movendo os seus limites para dentro e permitindo com que os elétrons dos cinturões de radiação também se movam mais para perto da Terra.

Um artigo sobre estes resultados foi publicado na edição online da revista Nature.

Fonte: NASA

A influência do Sol sobre a Grande Mancha Vermelha de Júpiter

De acordo com uma nova análise de dados da missão Cassini da NASA, a cor avermelhada da Grande Mancha Vermelha (GMV) de Júpiter é provavelmente um resultado de produtos químicos simples quebrados pela luz solar na atmosfera superior do planeta.

© NASA/JPL-Caltech/Space Science Institue (Grande Mancha Vermelha de Júpiter)

Os resultados contradizem a outra teoria principal para a origem da cor marcante da mancha, que os produtos químicos avermelhados vêm de baixo das nuvens de Júpiter.

Os resultados foram apresentados há duas semanas por Kevin Baines, cientista da missão Cassini no JPL da NASA em Pasadena, Califórnia, durante uma reunião da Divisão para Ciência Planetária da Sociedade Astronômica Americana em Tucson, no estado americano do Arizona.

Baines e os colegas Bob Carlson e Tom Momary, também do JPL, chegaram às suas conclusões usando uma combinação de dados da passagem rasante da Cassini por Júpiter em 2000 e experiências de laboratório.

Em laboratório, os pesquisadores produziram amônia e acetileno, produtos químicos que se sabe existirem em Júpiter, com luz ultravioleta, para simular os efeitos do Sol sobre estes materiais nas alturas extremas das nuvens da Grande Mancha Vermelha. Isto produziu um material avermelhado, que a equipe comparou com a GMV, observada pelo instrumento VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) da Cassini. Eles descobriram que as propriedades de dispersão da luz da sua mistura química têm uma boa correspondência com um modelo da Grande Mancha Vermelha onde o material de cor vermelha está confinado às zonas superiores deste ciclone gigantesco.

"Os nossos modelos sugerem que a maior parte da Grande Mancha Vermelha tem na verdade uma cor muito sem graça, por baixo de uma nuvem superior de material avermelhado," acrescenta Baines. "Por baixo da 'queimadura' solar vermelha as nuvens são provavelmente esbranquiçadas ou acinzentadas." Um agente de coloração confinado ao topo das nuvens seria inconsistente com a teoria concorrente, que postula que a cor vermelha da mancha é devida à ressurgência de produtos químicos formados nas profundezas das camadas de nuvens. Se o material vermelho fosse transportado a partir de baixo, deveria também estar presente em outras altitudes, o que tornaria a mancha ainda mais vermelha.

Júpiter é composto quase inteiramente por hidrogênio e hélio, com apenas um punhado de outros elementos. Os cientistas estão interessados em compreender que combinações de elementos são responsáveis pelos tons observados nas nuvens de Júpiter, pois isso iria fornecer mais informações sobre a composição do planeta gigante.

Baines e colegas inicialmente quiseram determinar se a cor da GMV derivava da quebra de uma molécula mais complexa, induzida pelo Sol, hidrosulfeto de amônio, presente numa das camadas principais das nuvens de Júpiter. Rapidamente descobriram que, em vez de uma cor avermelhada, a sua experiência produzia um brilhante tom esverdeado. Este resultado negativo surpreendente levou os cientistas a tentar combinações simples de amónia com hidrocarbonetos, comuns a altas altitudes de Júpiter. A quebra da amônia e do acetileno com luz ultravioleta acabou por melhor corresponder aos dados recolhidos pela Cassini.

A Grande Mancha Vermelha é uma característica da atmosfera superior de Júpiter, tão grande quanto duas Terras. Júpiter possui três camadas principais de nuvens, que ocupam altitudes específicas nos seus céus; da mais alta para a mais baixa, estas são: nuvens de amônia, de hidrosulfeto de amônio e de água.

Quanto ao porquê da intensa cor vermelha, vista apenas na GMV e em outras manchas mais pequenas no planeta, os pesquisadores pensam que a altitude desempenha um papel fundamental. "A Grande Mancha Vermelha é extremamente alta. "Ela atinge altitudes muito mais altas do que as nuvens em outros lugares de Júpiter," comenta Baines.

As grandes alturas da mancha tanto ativam como reforçam a vermelhidão. Os seus ventos transportam partículas geladas de amônia para mais alto na atmosfera do que o habitual, onde são expostas a muito mais radiação ultravioleta do Sol. Além disso, a natureza de vórtice do local confina as partículas, impedindo-as de escapar. Isto faz com que a vermelhidão do topo das nuvens da mancha aumente para além do que de outra forma seria de esperar.

Outras áreas de Júpiter exibem uma paleta mista de laranjas, castanhos e até mesmo tons de vermelho. Baines diz que estes locais têm nuvens altas e brilhantes, que se sabe serem muito mais finas, permitindo observar as profundezas da atmosfera onde existem substâncias mais coloridas.

Fonte: NASA

Terra tem água mais antiga que o Sol

A água foi crucial no desenvolvimento da vida na Terra, pelo que a identificação da sua origem poderá ajudar a estimar a probabilidade da existência de vida em outros planetas.

© NRAO/Bill Saxton (a água na nuvem molecular progenitora do Sol e na incorporação nos planetas)

Uma equipe de pesquisadores abordou esta questão num estudo, e concluiu que uma parte importante da água no Sistema Solar poderá ter vindo de pequenos fragmentos de gelo de água formados no espaço interestelar. Esta descoberta sugere que a água é um ingrediente amplamente disponível para a formação de planetas, o que tem profundas implicações na abundância de sistemas planetários com planetas potencialmente habitáveis.

A água está em toda a parte no Sistema Solar. Podemos encontrá-la não só nos oceanos da Terra, mas também no interior de crateras permanentemente sombrias nas regiões polares de Mercúrio, no regolito da superfície da Lua, nas calotes polares de Marte, nas luas geladas dos gigantes gasosos, nos gelos dos cometas, ou nas rochas dos asteroides carbonáceos. Sendo os objetos mais primitivos do Sistema Solar, os cometas e os asteroides são particularmente interessantes porque retêm os traços gerais das condições presentes nos primórdios da formação dos planetas. Contudo, apesar de fornecerem informações inestimáveis acerca da distribuição de compostos voláteis logo após o nascimento do Sol, a origem da água nestes objetos permaneceu até hoje um mistério.

No início da formação do Sistema Solar, o Sol encontrava-se rodeado por um disco protoplanetário, a partir do qual viriam a emergir a Terra e os outros planetas. No entanto, até agora, os cientistas não sabiam se as partículas de gelo, que nesta época vagueavam ao redor do Sol, seriam as mesmas da nuvem molecular progenitora da nossa estrela, ou se esta água interestelar teria sido destruída e recriada por reações químicas no interior do disco protoplanetário.

“Porque é que isto é importante? Se nos primórdios do Sistema Solar, a água foi principalmente herdada do gelo proveniente do espaço interestelar, então é provável que gelos semelhantes, junto com a matéria orgânica prebiótica que contêm, sejam abundantes na maioria ou em todos os discos protoplanetários, em torno de estrelas em formação”, explicou Conel Alexander, pesquisador do Instituto Carnegie de Washington, nos Estados Unidos, e coautor deste trabalho. “Mas se a água presente nos primórdios do Sistema Solar foi, em grande parte, resultante de processamento químico local, durante o nascimento do Sol, então é possível que a abundância de água nos sistemas planetários em formação varie consideravelmente, o que obviamente teria implicações no potencial para o aparecimento de vida em outros locais.”

Para determinarem o cenário mais provável, os pesquisadores focaram-se no hidrogênio e no seu isótopo mais pesado, o deutério. A diferença de massa influencia de forma sutil no comportamento dos diferentes isótopos nas reações químicas, pelo que a razão de deutério/hidrogênio (D/H) nas moléculas de água varia de acordo com as condições em que estas são criadas.

Como no espaço interestelar a água é formada a temperaturas muito baixas e sob intensa radiação cósmica, as moléculas de água interestelares tendem a ter uma razão D/H cerca de seis vezes superior às encontradas na Terra e em outros corpos do Sistema Solar. Para esclarecerem a origem do deutério no Sistema Solar, os pesquisadores criaram modelos que simulam um disco protoplanetário desprovido de deutério. Partindo desta condição inicial, a equipe testou a formação de água com deutério, também conhecida por água pesada, durante um período de um milhão de anos. O objetivo deste exercício foi verificar se o sistema poderia atingir as razões D/H observadas em amostras de meteoritos, nos oceanos terrestres, e nos cometas.

“Deixamos a química evoluir ao longo de um milhão de anos, o tempo de vida típico de um disco protoplanetário, e descobrimos que os processos químicos no disco eram ineficientes na formação de água pesada por todo o Sistema Solar”, afirmou Ilsedore Cleeves, pesquisadora da Universidade de Michigan, nos Estados Unidos, e primeira autora do trabalho. “O que isto implica é que, se o disco planetário não produziu a água, então herdou-a. Consequentemente, uma fração da água no nosso Sistema Solar é mais antiga que o Sol.”

Cleeves e colegas estimaram que 7 a 50% da água presente nos nossos oceanos terá tido origem no meio interestelar! “Estes resultados têm implicações bastante emocionantes”, acrescenta Cleeves. “Se a formação da água fosse um processo local, a quantidade de água e de outros ingredientes químicos importantes, necessários para a formação da vida, poderia variar de sistema para sistema. No entanto, porque alguns dos gelos quimicamente ricos da nuvem molecular são diretamente herdados, os jovens sistemas planetários têm assim acesso a estes importantes ingredientes.”

Fonte: Science

Descobertas novas pistas para determinar o ciclo solar

Aproximadamente a cada 11 anos, o Sol passa por uma completa mudança de personalidade, de calmo e tranquilo para violentamente ativo.

© NASA/SDO (Sol)

Acima é vista uma composição de 25 imagens obtidas pelo SDO da NASA, entre Abril 2012 e Abril de 2013. A imagem revela as faixas de migração de regiões ativas na direção do equador durante esse período.

O pico da atividade do Sol, conhecido como máximo solar, é um momento de inúmeras manchas solares, pontuada com erupções profundas que enviam radiação e partículas solares para os confins do espaço.

No entanto, o "timing" do ciclo solar está longe de ser preciso. Desde o século XVII, época em que o Homem começou a registar manchas solares regularmente, que o tempo entre máximos solares sucessivos tem variado entre 9 e 14 anos, o que torna difícil determinar a sua causa. Agora, investigadores descobriram um novo marcador para acompanhar o progresso do ciclo solar, pontos brilhantes na atmosfera solar que permitem-nos observar a perturbação constante de material dentro do Sol. Estes marcadores facultam uma nova maneira de ver a forma como os campos magnéticos evoluem e movem-se pela nossa estrela. Também mostram que poderá ser necessário um ajuste substancial das teorias já estabelecidas sobre o que impulsiona este ciclo misterioso.

Historicamente, as teorias sobre o que está acontecendo dentro do Sol, para alimentar o ciclo solar, baseiam-se apenas num conjunto de observações: a detecção de manchas solares, um registo de dados que remonta a séculos atrás. Durante as últimas décadas os pesquisadores, ao perceberem que as manchas solares são áreas de campos magnéticos intensos, também têm sido capazes de incluir observações de medições magnéticas do Sol a mais de 145 milhões de quilômetros de distância.

"As manchas solares têm sido o marcador constante para a compreensão dos mecanismos que dominam o interior do Sol," afirma Scott McIntosh, cientista espacial no Centro Nacional de Pesquisa Atmosférica em Boulder, Colorado (EUA), o primeiro autor de um artigo sobre estes resultados. "Mas os processos que fabricam manchas solares não são bem compreendidos e, muito menos, aqueles que governam a sua migração e o que leva ao seu movimento. Agora podemos ver que existem pontos brilhantes na atmosfera solar, que funcionam como bóias ancoradas ao que está acontecendo nas profundezas do Sol. Elas ajudam-nos a desenvolver um quadro diferente do interior da nossa estrela."

Ao longo de um ciclo solar, as manchas solares tendem a migrar progressivamente para latitudes mais baixas, movendo-se em direção ao equador. A teoria que prevalece é que dois grandes "loops" simétricos de material, em cada hemisfério solar, parecidos a correias transportadoras, varrem dos pólos para o equador onde penetram mais profundamente no Sol e, em seguida, fazem o seu caminho de volta aos pólos. Estas correias também movem o campo magnético através da agitada atmosfera solar. A teoria sugere que as manchas solares movem-se em sincronia com este fluxo, o rastreio de manchas solares tem permitido o estudo desse fluxo e as teorias acerca do ciclo solar têm sido desenvolvidas com base nesta progressão. Mas há muito que ainda permanece desconhecido: porque é que as manchas solares aparecem apenas a menos de 30º de latitude? O que faz com que as manchas solares de ciclos consecutivos virem abruptamente de polaridade magnética, de positivo para negativo, ou vice-versa? Porque é que a duração do ciclo é tão variável?

Desde 2010, McIntosh e colegas começaram a seguir o tamanho de áreas diferentes e equilibradas magneticamente no Sol, isto é, áreas onde existe um número igual de campos magnéticos que apontam para dentro e para fora do Sol. A equipe descobriu parcelas magnéticas em tamanhos nunca antes vistos, mas também avistou parcelas muito maiores do que aquelas observadas anteriormente, com o diâmetro de Júpiter. Os cientistas também analisaram estas regiões em imagens da atmosfera do Sol, a coroa, captadas pelo SDO (Solar Dynamics Observatory) da NASA. Eles notaram que pontos ubíquos de extrema luz ultravioleta e raios X, conhecidos como pontos brilhantes, preferem pairar em torno dos vértices destas grandes áreas, apelidadas de "nodos-g" devido à sua escala gigante.

Portanto, estes pontos brilhantes e nodos-g abrem todo um novo modo de rastrear os fluxos de material dentro do Sol. McIntosh e colegas em seguida recolheram informações sobre o movimento destas características ao longo dos últimos 18 anos, a partir de observações disponíveis da sonda SOHO e do SDO para monitorizar como o último ciclo solar progrediu e como o atual começou. Eles descobriram que bandas destes marcadores e, correspondentemente, os grandes campos magnéticos por baixo, também se moveram gradualmente em direção ao equador com o passar do tempo, ao longo do mesmo percurso que as manchas solares, mas começando a latitudes de aproximadamente 55 graus. Além disso, cada hemisfério do Sol tem geralmente mais do que uma destas bandas presentes.

McIntosh explica que esta interação complexa de linhas de campo magnético pode ter lugar no interior do Sol, que está em grande parte escondido da vista. As observações recentes sugerem que o Sol está preenchido com bandas diferentes de material magnético e polarizado que, quando se formam, movem-se gradualmente para o equador a partir de latitudes altas. Estas bandas têm uma polaridade magnética norte ou sul e o seu sinal alterna em cada hemisfério de tal forma que as polaridades sempre se cancelam. Por exemplo, ao olhar para o hemisfério norte do Sol, a banda mais próxima do equador, talvez de polaridade norte, teria linhas de campo magnético que a ligam com outra banda, a latitudes mais altas, de polaridade sul. Do outro lado do equador, na metade inferior do Sol, ocorre um processo semelhante, mas as bandas seria quase o reflexo daquelas do outro lado do equador, polaridades sul perto do equador e norte a latitudes mais altas. As linhas do campo magnético ligam as quatro bandas; dentro de cada hemisfério e também do outro lado do equador.

Enquanto as linhas do campo permanecem relativamente curtas como no exemplo anterior, o sistema magnético do Sol é mais calmo, produzindo menos manchas solares e menos erupções. Este é o mínimo solar. Mas assim que as duas bandas a baixas latitudes alcançam o equador, as suas polaridades essencialmente anulam-se mutuamente. Desaparecem abruptamente. Este processo migratório, do início ao fim no equador, demora em média 19 anos, mas é visto a variar entre 16 e cerca de 21 anos.

Após a batalha equatorial e cancelamento, o Sol fica com apenas duas grandes bandas que migraram até mais ou menos às latitudes 30 graus. As linhas do campo magnético destas bandas são muito mais longas e por isso as bandas em cada hemisfério sentem-se menos uma à outra. Neste ponto, as manchas solares começam a crescer rapidamente e a atividade desenvolve-se até ao máximo solar. No entanto, o crescimento dura um determinado tempo porque o processo de criar uma nova banda de polaridade oposta já começou em latitudes mais altas. Quando essa nova banda começa a aparecer, a ligação complexa entre as quatro bandas recomeça e o número de manchas solares diminui nas bandas a baixa latitude.

Neste cenário, é o ciclo da banda magnética, o tempo de vida de cada banda à medida que marcha para o equador, que realmente define todo o ciclo solar. "Assim, o ciclo solar de 11 anos pode ser visto como a sobreposição entre dois ciclos mais longos," afirma Robert Leamon, da Universidade Estatal do Montana, em Bozeman, EUA, da sede da NASA em Washington e co-autor do artigo.

Este novo modelo conceitual também fornece uma explicação do porquê das manchas solares ficarem presas abaixo dos 30º e porque mudam abruptamente de sinal. No entanto, o modelo ocasiona uma pergunta sobre uma linha de latitude diferente: porque é que os marcadores magnéticos, os pontos brilhantes e os nodos-g, começam a aparecer aos 55 graus?

"Acima dessa latitude, a atmosfera solar parece estar desligada da rotação abaixo," comenta McIntosh. "Portanto temos razões para acreditar que, dentro do Sol, a latitudes altas existe um movimento interno e evolução muito diferentes em comparação com a região perto do equador. A latitude 55º parece ser crítica para o Sol e é algo que precisamos de explorar ainda mais."

As teorias dos ciclos solares são melhor testadas ao fazer previsões de quando veremos o próximo mínimo e máximo solar. Esta pesquisa prevê que o Sol entrará no mínimo solar entre a segunda metade de 2017, e que as manchas solares do próximo ciclo começarão a aparecer perto do final de 2019.

Entretanto, independentemente da nova hipótese fornecida por McIntosh e colegas estar correta, este conjunto a longo prazo da posição dos pontos brilhantes e nodos-g oferece um novo tipo de observações para explorar os condutores da atividade solar além das manchas solares. A introdução desta informação em modelos solares vai proporcionar uma oportunidade para melhorar as simulações da nossa estrela. Estes modelos avançados dizem-nos também mais sobre outras estrelas, levando a uma melhor compreensão da atividade magnética em equivalentes celestes distantes.

Um artigo foi publicado na edição de 1 de Setembro da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Encontrada a irmã perdida do Sol

Uma equipe de pesquisadores liderada pelo astrônomo Ivan Ramirez da Universidade do Texas em Austin, EUA, identificou a primeira "irmã" do Sol, uma estrela que quase certamente nasceu da mesma nuvem de gás e poeira que a nossa.

© Ivan Ramirez (irmã do Sol, HD 162826)

Os métodos de Ramirez vão ajudar os astrônomos a encontrar outras irmãs solares, o que poderá levar a um melhor entendimento de como e onde o nosso Sol se formou, e também como o nosso Sistema Solar tornou-se hospitaleiro para a vida.

"Queremos saber onde nascemos," afirma Ramirez. "Se pudermos descobrir em que parte da Galáxia o Sol foi formado, podemos restringir as condições no início do Sistema Solar. E isso pode ajudar-nos a compreender porque é que estamos aqui."

Adicionalmente, existe uma hipótese, "pequena, mas não é nula", diz Ramirez, que estas irmãs solares possam abrigar vida. Nos seus primeiros dias dentro do aglomerado onde nasceram, as colisões podem ter projetado pedaços de planetas, e estes fragmentos podem ter viajado entre sistemas solares, e talvez até possam ter sido responsáveis por trazer a vida primitiva à Terra. "Por isso, pode-se argumentar que as irmãs do Sol são candidatas primordiais na busca por vida extraterrestre," afirma Ramirez.

A irmã que a equipe identificou é chamada HD 162826, uma estrela 15% mais massiva que o Sol, localizada a 110 anos-luz de distância na direção da constelação de Hércules. A estrela não é visível a olho nu, mas pode ser facilmente observada com binóculos, não muito longe da brilhante estrela Vega (em Lira).

A equipe identificou a HD 162826 como irmã do Sol ao seguir 30 possíveis candidatas descobertas por vários grupos espalhados pelo mundo, à procura das irmãs do Sol. A equipe de Ramirez estudou em profundidade 23 destas estrelas com o telescópio Harlan J. Smith do Observatório McDonald, e as estrelas restantes (visíveis apenas do Hemisfério Sul) com o telescópio Magalhães do Observatório Las Campanas no Chile. Todas estas observações usaram espectroscopia de alta-resolução para obter uma compreensão profunda da composição química das estrelas.

Mas são necessários vários fatores para realmente descobrir uma irmã do Sol. Além da análise química, a equipe também incluiu informações sobre as órbitas das estrelas, onde foram e para onde estão indo nos seus percursos ao redor do centro da nossa Via Láctea. Tendo em consideração tanto a química como as órbitas, os cientistas reduziram o campo das candidatas até apenas uma: a HD 162826.

Ninguém sabe se esta estrela contém planetas potencialmente habitáveis. Mas por "sorte e coincidência", afirma Ramirez, a equipe de Pesquisa Planetária do Observatório McDonald já observa HD 162826 há mais de 15 anos. Os estudos de Michael Endl e William Cochran, da Universidade do Texas, bem como os cálculos de Rob Wittenmyer da Universidade de Nova Gales do Sul, descartaram quaisquer planetas gigantes numa órbita próxima da estrela (os chamados Júpiteres quentes) e indicam que é improvável existir um análogo de Júpiter em órbita. Os estudos não excluem a presença de planetas terrestres mais pequenos.

A descoberta de uma única irmã solar é intrigante, mas Ramirez salienta que o projeto tem um propósito maior: criar um roteiro de como identificar irmãs do Sol, em preparação para o dilúvio de dados esperados em breve de estudos como o Gaia, a missão da ESA para criar o maior e mais preciso mapa tridimensional da Via Láctea.

Os dados do Gaia "não vão ser limitados à vizinhança solar," comenta Ramirez, realçando que o observatório espacial vai fornecer distâncias precisas e movimentos próprios para bilhões de estrelas, o que permite aos astrônomos procurarem irmãs solares até ao centro da nossa Galáxia. "O número de estrelas que podemos estudar vai aumentar por um fator de 10.000," salienta Ramirez.

Ele diz que o roteiro da sua equipe irá acelerar o processo de filtragem de potenciais irmãs solares.

"Não compensa investir muito tempo em analisar todos os detalhes de cada estrela," afirma. "Podemos concentrar-nos em certos elementos químicos fundamentais que serão muito úteis." Estes elementos são aqueles que variam muito entre as estrelas, que de outra forma têm composições químicas muito similares. Estes elementos químicos altamente variáveis são em grande parte dependentes de onde na Galáxia a estrela se formou. A equipe de Ramirez identificou os elementos bário e ítrio como particularmente úteis.

Assim que sejam identificadas mais irmãs do Sol, os astrônomos estarão um passo mais perto de saber onde e como se formaram. Para alcançar esse objetivo, os especialistas em dinâmica farão modelos que executam as órbitas de todas as irmãs solares para trás no tempo para descobrir onde se interseptam: o seu local de nascimento.

O trabalho será publicado na edição de 1 de Junho da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Texas

Primeiro eclipse total da Lua no ano

Na madrugada da próxima terça-feira, dia 15, ocorrerá um eclipse lunar total.

© Fred Espenak (Eclipse Lunar)

Este será o primeiro fenômeno de uma tétrade de luas cheias que vão acontecer a cada seis meses. O próximo eclipse ocorrerá em 8 de outubro deste ano, seguido por um em 4 de abril de 2015 e outro em 28 de setembro de 2015. O alinhamento perfeito entre a Terra, a Lua e o Sol não acontece desde 10 de dezembro de 2011. A última sequência de quatro eclipses lunares totais ocorreu entre 2003 e 2004 e a próxima ocorrência será entre 2032 e 2033.

O fenômeno ocorre quando a Lua passa através da sombra provocada pela Terra. Nessa configuração, a Terra fica entre o Sol e a Lua. Quando a Lua penetra totalmente no cone de sombra projetado pela Terra é o eclipse lunar total. A luz proveniente do Sol é desviada sobre a Lua eclipsada e ao atingir a atmosfera da Terra absorve a tonalidade azul do espectro de cores, resultando na cor avermelhada da Lua durante a fase de totalidade do eclipse.

A Lua estará entre a estrela Espiga e Marte (que hoje está mais próximo da Terra) durante o eclipse que terá início às 1h53 (horário de Brasília), nessa fase (penumbra) apenas parte da luz solar estará sendo bloqueada pela Terra. A Lua entrará no cone de sombra total da Terra (umbra), aproximadamente às 2h58 (início do eclipse parcial). A Lua estará completamente encoberta as 4h06, sendo ápice do eclipse total às 4h45, e o nosso satélite natural começará a sair da umbra às 5h24, saindo totalmente da umbra às 6h33 (fim do eclipse parcial). O fenômeno finalizará às 7h37. A duração do eclipse total, ou seja, a Lua imersa no cone de sombra da Terra, será de aproximadamente 78 minutos.

Fonte: NASA e Cosmo Novas

Detectados pósitrons nas explosões solares

As erupções solares são associadas às tempestades magnéticas gerando explosões gigantescas no Sol que enviam energia, luz e partículas em todas as direções do espaço, cujo pico ocorre num ciclo de aproximadamente onze anos.

© SOHO (erupção solar)

Quando o Universo se formou a 13,8 bilhões de anos no evento que conhecemos como o Big Bang, existia a mesma quantidade de matéria e antimatéria. De alguma forma a matéria aniquilou a antimatéria ficando apenas uma porção de matéria, o suficiente para formar estrelas, planetas e as galáxias que formam o nosso Universo.

O estudo de fontes naturais de antimatéria, permitirá aos pesquisadores entender porque a matéria prevaleceu em relação à antimatéria nos primórdios do nosso Universo.

Os pósitrons são antipartículas de antimatéria. Os pósitrons possuem carga elétrica positiva (e⁺) e são antipartículas dos dos elétrons que possuem carga elétrica negativa (e^-). Esta diferença de carga faz com que os pósitrons interajam de forma diferente com os campos eletromagnéticos, o que o professor Gregory Fleishman, do Instituto de Tecnologia de New Jersey e seus colegas russos do Instituto de Física Solar-Terrestre usaram para distinguí-los.

O processo das erupções solares são muito energéticas e a massa que é ejetada acelera as partículas a uma velocidade próxima da velocidade da luz, permitindo a criação desses pósitrons.

Usando os dados do SOHO e imagens de rádio de duas frequências diferentes obtidas pelo radioheliógrafo Nobeyama do Japão, a equipe russo-americana descobrirou que a luz foi polarizada em diferentes direções para baixas frequências, onde predomina a matéria ordinária, comparativamente às altas frequências, onde mais antimatéria é esperada.

Este tipo de antipartículas que são criadas nas erupções solares não é surpresa, mas esta é a primeira vez que os seus efeitos imediatos são detectados.

O estudo tem profundas implicações para a obtenção de um conhecimento valioso através da detecção remota de antipartículas relativistas pelo Sol e de outros objetos astrofísicos por meio de observações através de radiotelescópios.

A capacidade de detectar essas antipartículas numa fonte astrofísica promete melhorar a nossa compreensão da estrutura básica da matéria e dos processos de alta energia, tais como erupções solares, que oferece ser um laboratório natural para abordar a maioria dos mistérios fundamentais do Universo.

Estes resultados foram apresentados este mês na 44ª reunião da Divisão de Física Solar da Sociedade Americana de Astronomia, em Bozeman, Montana.

Fonte: Sci-News

O Sol roxo

A imagem abaixo mostra o Sol, como um disco roxo pois essa imagem foi feita na luz do cálcio ionizado.

© Alvaro Ibanez Perez (Sol na luz do cálcio ionizado)

Essa é a luz proveniente dos átomos de cálcio que perderam um elétron. Ela tem um pico na parte violeta do espectro em 393,4 nm, e é sensível aos campos magnéticos, estruturas magneticamente ativas são facilmente detectadas nessa banda espectral. Campos magnéticos moderados são mostrados de forma brilhante (quente), enquanto que os altos campos magnéticos são escuros (frios). As regiões mais brilhantes são encontradas na cromosfera e são conhecidas como “plages”. As regiões mais escuras são as manchas solares na fotosfera do Sol. Essas manchas estão aproximadamente entre 1.500 e 2.000 kelvins, mais frias do que a região ao redor. Sobre boa parte da fotosfera é possível identificar uma granulação.

Na borda esquerda do disco (no centro), pode-se notar a brilhante proeminência solar e na direita uma incrível flare solar durou somente 25 minutos e é equivalente ao comprimento de 25 Terras.

Fonte: NASA

Descoberta estrela gêmea do Sol

Pesquisadores da Universidade Federal do Rio Grande do Norte anunciaram a descoberta da CoRot Sol 1, nome dado à estrela gêmea solar conhecida como a mais distante da Via Láctea, galáxia que abriga o Sistema Solar.

© UFRN (CoRoT Sol 1)

De acordo com os cientistas, a análise do astro ajuda a prever o futuro do Sol, além de dar aos astrônomos a oportunidade de testar as atuais teorias da evolução estelar e solar.

O líder da equipe de pesquisadores, José Dias do Nascimento, explica que a CoRoT Sol 1 é cerca de 2 bilhões de anos mais velho que o Sol, mas seu período de rotação é quase o mesmo. "É a única estrela com essas características que é mais velha do que o Sol", informa o astrônomo. A massa e composição química de ambas é semelhante, conforme o estudo desenvolvido na UFRN. No entanto, ao contrário das outras gêmeas solares, que são relativamente brilhantes, o brilho da CoRoT Sol 1 é 200 vezes mais fraco do que o do Sol.

O fato de a estrela gêmea estar em um estágio ligeiramente mais evoluído que o Sol será utilizado para análises sobre o futuro do Sistema Solar. "Em 2 bilhões de anos, na idade que o Sol terá a idade atual da gêmea solar CoRoT Sol 1, a radiação emitida pelo Sol deve aumentar e tornar a superfície da Terra tão quente que a água líquida não poderá mais existir em seu estado natural", comenta Nascimento. As informações analisadas pela equipe foram captadas por um satélite CoRoT, lançado em 2006 e operado do Havaí, nos Estados Unidos.

O astrônomo pondera que determinar a idade de uma estrela é, provavelmente, um dos aspectos mais difíceis da análise, porém espectros de alta qualidade podem ajudar a determinar as idades estelares. O grande espelho de 8,2 metros e a precisão do telescópio Subaru foram essenciais para tornar possível a realização do estudo dos espectros da estrela gêmea.

A equipe planeja usar o telescópio Subaru para continuar a investigação sobre novas estrelas similares ao Sol. "Nos últimos 30 anos, apenas cinco estrelas foram descobertas", informa José Dias do Nascimento. De acordo com o astrônomo, o satélite CoRoT forneceu a observação de 230 mil estrelas. Usando um método criado na própria UFRN, foram escolhidas as candidatas a gêmea.
"Sobraram 500 estrelas e, dessas, pedimos para observar 30. Analisamos quatro e duas se apresentaram muito parecidas com o Sol, com a diferença que em uma delas o espectro ficou excelente, muito parecido com o Sol. Isso tornou a descoberta ainda mais preciosa", detalha Nascimento, que continuará a busca por astros gêmeos. "Agora vamos atacar outras estrelas. Queremos achar a estrela gêmea dois, três e daí por diante".
O anúncio da estrela gêmea solar foi feito na última sexta-feira (17). A descoberta faz parte do artigo intitulado “"The Future of the Sun: An Evolved Solar Twin Revealed by CoRoT", que foi aceito para publicação e sairá em breve na revista Astrophysical Journal Letters.

A equipe de cientistas responsável pela descoberta é composta por José Dias do Nascimento, da UFRN, que lidera o grupo; Jefferson Soares Costa e Matthieu Castro, também da UFRN; Yochi Takeda, do Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ); Gustavo Porto de Mello, do Observatório do Valongo da Universidade Federal do Rio de Janeiro e Jorge Melendéz, da Universidade de São Paulo.

Fonte: Brazilian Space

Flares de classe X no Sol

O Sol produziu a primeira flare do ano no dia 13 de maio.

© SDO (regiões ativas do Sol em ultravioleta)

Oscilando ao redor do limbo leste do Sol desde a segunda-feira, um grupo de manchas solares chamado de região ativa AR1748 tem produzido as primeiras quatro flares de classe X do ano de 2013 em menos de 48 horas.

© SDO (quatro flares de classe X)

Na sequência temporal acima, no sentido horário desde a parte superior esquerda, temos as quatro flares capturadas na luz ultravioleta do satélite Solar Dynamis Observatory (SDO). Ranqueadas de acordo com o seu pico de brilho em raios X, as flares de classe X são as mais poderosas e são frequentemente acompanhadas pelas chamadas ejeções de massa coronal, ou CMEs, massivas nuvens de plasma de alta energia lançadas ao espaço. Mas as CMEs das três primeiras flares não estavam direcionadas para a Terra, enquanto que aquela associada com a quarta flare pode mandar um pouco de sua energia em direção ao campo magnético da Terra, que deve chegar em 18 de maio de 2013. Causando perdas temporárias de sinal de rádio, a região AR1748 provavelmente não acabou. Novas flares podem ser produzidas gerando interferências eletromagnéticas, se a região ativa em rotação ficar do lado visível do Sol apontada diretamente para a Terra.

Fonte: NASA

A temperatura do núcleo da Terra

Novas medições sugerem que o centro da Terra é muito mais quente do que se pensava anteriormente e que teria uma temperatura de 6.000ºC, semelhante à da superfície do Sol.

© Flicker (ilustração da variação do calor no interior da Terra)

O núcleo sólido de ferro é cristalino e está rodeado pelo núcleo externo, líquido e em movimento.

Mas a temperatura na qual esse cristal pode ser formado vinha sendo objeto de um longo debate. Um novo experimento usou raios X para analisar pequenas amostras de ferro sob uma extraordinária pressão com o objetivo de examinar como esse material cristalino se forma e se funde.

A análise das ondas sísmicas geradas após os terremotos em todo o mundo pode proporcionar muita informação sobre a grossura e a densidade das camadas da Terra, mas não podem indicar sua temperatura. Isso deve ser calculado em um laboratório ou a partir de modelos informatizados que simulam o interior da Terra.

As medições feitas no início dos anos 1990 das "curvas de fundição", a partir das quais a temperatura do núcleo terrestre pode ser deduzida, sugeriam uma temperatura de cerca de 5.000ºC.

"Esse era só o início desse tipo de medição, então eles fizeram uma primeira estimativa para determinar a temperatura dentro da Terra. Outros pesquisadores fizeram outras medições e cálculos por computador e não se chegou a nenhum acordo. Não é bom para nosso campo de trabalho não conseguirmos concordar uns com os outros", afirmou Agnes Dewaele, da agência de pesquisas francesa CEA, coautora do novo estudo..

Determinar a temperatura do núcleo terrestre é crucial para uma série de disciplinas que estudam regiões do interior do planeta que nunca serão acessadas diretamente, guiando nosso entendimento sobre questões como terremotos ou o campo magnético da Terra.

"Temos que dar respostas aos geofísicos, aos sismólogos, aos pesquisadores de geodinâmica. Eles precisam de certos dados para alimentar os modelos informatizados", explica Dewaele.

Sua equipe de pesquisadores acaba de reconsiderar esses mais de 20 anos de medições utilizando as instalações do European Synchrotron Radiation Facility (ESRF), na França, laboratório mantido em conjunto por 19 países e que possui uma das mais intensas fontes de raios X do mundo. Para replicar a enorme pressão no limite do núcleo terrestre, mais de um milhão de vezes a pressão ao nível do mar, eles usaram um dispositivo que mantém uma minúscula amostra de ferro entre duas pontas de diamantes sintéticos.

Após submeter as amostras a altas pressões e altas temperaturas usando um laser, os cientistas usaram feixes de raios X para promover uma difração, ou seja, para rebater todos os raios X sobre o núcleo dos átomos de ferro e ver como mudava o padrão à medida em que o ferro mudava de sólido para líquido. Esses padrões de difração oferecem informações sobre os estados do ferro parcialmente fundido, que é o que os primeiros pesquisadores mediram nas experiências originais.

Eles sugerem agora uma temperatura de cerca de 6.000ºC, com uma margem de erro de 500ºC para mais ou para menos, aproximadamente a mesma temperatura estimada para a superfície do Sol. Mas o mais importante, segundo observa Dewaele, é que "agora todo mundo concorda" com as estimativas.

Os resultados foram publicados na revista especializada Science.

Fonte: BBC Brasil

Descoberta estrela parecida com o Sol

Cientistas anunciaram a descoberta de uma estrela de 300 mil anos de idade, que pode ser uma versão jovem do Sol.

© Nature (ilustração de uma protoestrela)

A protoestrela tem características que, segundo astrônomos americanos, lembrariam a da estrela do nosso sistema solar em seus primeiros anos de existência.

Ela foi batizada de L1527IRS e está localizada na constelação de Touro, a 450 anos-luz de distância da Terra. Com “apenas” 30 mil anos de vida, a estrela é ainda pequena quando comparada ao Sol, que tem 4,6 bilhões de anos.

A protoestrela pesa um quinto da massa do Sol. Apesar de ser menor do que a estrela do nosso sistema, os astrônomos afirmam que a massa da L1527IRS  seria suficiente para formar sete planetas com a massa de Júpiter, o maior do sistema solar.

Os cientistas que trabalham na observação da L1527IRS acreditam que a estrela passará por um processo de desenvolvimento bastante parecido com o qual o Sol atravessou em seus primeiros estágios. Com a observação do amadurecimento dela, os astrônomos devem aprender mais sobre a evolução do nosso próprio sistema solar.

Fonte: Nature