Lua foi gerada por colisão frontral entre a Terra e planeta em formação

Segundo geoquímicos da Universidade da Califórnia, Los Angeles (UCLA), a Lua foi formada por uma violenta colisão de frente entre a Terra primitiva e um "embrião planetário" chamado Theia aproximadamente 100 milhões de anos depois da formação do nosso planeta.

© William K. Hartmann (ilustração do evento que produziu a Lua)

Os cientistas já sabiam deste acidente a alta velocidade, que ocorreu quase há 4,5 bilhões de anos atrás, mas muitos pensavam que a Terra colidiu com Theia a um ângulo de 45 graus ou mais, uma poderosa colisão de lado. Novas evidências divulgadas agora reforçam consideravelmente o caso de um choque frontal.

Os pesquisadores analisaram sete rochas trazidas para a Terra da Lua pelas missões Apollo 12, 15 e 17, bem como seis rochas vulcânicas do manto da Terra, cinco do Havaí e uma do estado americano do Arizona.

A chave para a reconstrução do impacto gigante foi uma assinatura química revelada nos átomos de oxigênio das rochas (o oxigênio constitui 90% do volume das rochas e 50% do seu peso). Mais de 99,9% do oxigênio da Terra é ¹⁶O, assim chamado porque cada átomo contém 8 prótons e 8 nêutrons. Mas também existem pequenas quantidades de isótopos de oxigênio mais pesados: ¹⁷O, que tem um nêutron extra, e ¹⁷O, que tem dois nêutrons extra.

A Terra, Marte e outros corpos planetários no nosso Sistema Solar têm, cada um, uma taxa única de ¹⁷O para ¹⁶O, cada um, uma "impressão digital" distinta.

Em 2014, uma equipe de cientistas alemães divulgou na revista Science que a Lua também tem o sua própria e única taxa de isótopos de oxigênio, diferente do da Terra. A nova pesquisa descobriu que tal não é o caso.

"Nós não vemos nenhuma diferença entre os isótopos de oxigênio da Terra e da Lua; são indistinguíveis," afirma Edward Young, autor principal do novo estudo e professor de geoquímica e cosmoquímica na UCLA.

A equipe de pesquisa de Young usou tecnologia de ponta para fazer medições extraordinariamente precisas e cuidadosas, e verificou-as com o novo espectrõmetro de massa da universidade.

O fato de que o oxigênio nas rochas da Terra e da Lua partilham assinaturas químicas foi muito revelador. Caso a Terra e Theia tivessem colidido num golpe lateral, a vasta maioria da Lua seria principalmente constituída pelo corpo Theia, e a Terra e a Lua teriam diferentes isótopos de oxigênio. Uma colisão de frente, no entanto, provavelmente teria resultado na composição química semelhante da Terra e da Lua.

"Theia foi bem misturado tanto na Terra como na Lua e uniformemente disperso entre os dois," comenta Young. "Isto explica porque é que não vemos uma assinatura diferente de Theia na Lua em relação à Terra."

Theia, que não sobreviveu à colisão (exceto que agora compõe grande parte da Terra e da Lua), estava crescendo e provavelmente ter-se-ia tornado um planeta caso a colisão não tivesse ocorrido. Young e outros cientistas pensam que o corpo tinha aproximadamente o mesmo tamanho que a Terra; outros acham que era mais pequeno, talvez parecido com Marte.

Outra questão interessante é saber se a colisão com Theia removeu qualquer água que a Terra primitiva pudesse conter. Depois da colisão, talvez dezenas de milhões de anos mais tarde, pequenos asteroides provavelmente atingiram a Terra, incluindo aqueles ricos em água. As colisões de corpos em crescimento ocorreram com muita frequência naquela época, embora Marte tivesse evitado grandes colisões.

A colisão frontal foi inicialmente proposta em 2012 por Matija Cuk, agora no Instituto SETI, e Sarah Stewart, professora na Universidade Davis da Califórnia; e, separadamente durante o mesmo ano, por Robin Canup do SwRI (Southwest Research Institute).

O recente estudo foi publicado na revista Science.

Fonte: University of California, Los Angeles

Estrelas massivas em nebulosa

Estrelas massivas se encontram dentro da NGC 6357, uma extensa nebulosa de emissão a cerca de 6.500 anos luz na direção da constelação do Escorpião (Scorpius).

© Johannes Schedler (nebulosa NGC 6357)

De fato, posicionado próximo ao centro desta imagem da NGC 6357, o aglomerado estelar Pismis 24 inclui algumas das mais massivas estrelas conhecidas na galáxia, estrelas com cerca de 100 vezes a massa do Sol.

A brilhante região central da nebulosa também contêm pilares de poeira de gás molecular, provavelmente escondendo massivas protoestrelas dos curiosos olhos que se utilizam de instrumentos ópticos.

As formas intrincadas da nebulosa são esculpidas pelos ventos estelares e pela energética radiação emanada pelas recém-formadas estrelas massivas que limpam o gás e poeira original e abastecem o brilho nebular.

Melhorando a aparência cavernosa da nebulosa, os dados de imagem de banda estreita foi incluído nesta imagem composta em um esquema da paleta de cores do Hubble.

A emissão dos elementos enxofre, hidrogênio e oxigênio são mostradas, respectivamente, em tons de vermelho, verde e azul.

Esta visão telescópica sedutora se estende por cerca de 50 anos-luz à distância estimada da nebulosa NGC 6357.

Fonte: NASA

Explosão de buraco negro na radiogaláxia Pictor A

No filme Guerra nas Estrelas protagoniza a fictícia “Estrela da Morte”, que pode disparar raios poderosos de radiação no espaço. No entanto, no Universo existem fenômenos que muitas vezes ultrapassam a ficção científica.

© Chandra/ATCA (radiogaláxia Pictor A)

A galáxia Pictor A, é um destes objetos impressionantes. Esta galáxia localiza-se a cerca de 500 milhões de anos-luz da Terra e possui um buraco negro supermassivo no seu centro. Uma grande quantidade de energia gravitacional é lançada à medida que o material cai em direção ao horizonte de eventos, o ponto sem volta ao redor do buraco negro. Esta energia produz um enorme jato de partículas que viajam com velocidade próxima da velocidade da luz no espaço intergaláctico.

Para obter imagens deste jato, os cientistas usaram o observatório de raios X Chandra da NASA várias vezes durante 15 anos. Os dados do Chandra, em azul, foram combinados com os dados obtidos em ondas de rádio a partir do Australia Telescope Compact Array (ATCA), em vermelho, nesta nova imagem composta.

Ao estudar os detalhes da estrutura vista tanto em raios X como em ondas de rádio, os cientistas esperam entender melhor estas imensas explosões colimadas.

O jato emitido para a direita na Pictor A, é um dos mais próximo de nós. Este jato representa uma emissão contínua de raios X por uma distância de 300.000 anos-luz. Por comparação, a Via Láctea como um todo tem 100.000 anos-luz de diâmetro. Devido à sua relativa proximidade e à capacidade do Chandra de fazer imagens detalhadas em raios X, os cientistas estão conseguindo ver aspectos detalhados dos jatos e testar as ideias de como as emissões de raios X são produzidas.

Além do proeminente jato observado apontando para o lado direito, os pesquisadores reportaram a evidência de outro jato apontando na direção oposta, conhecido como “jato contrário”. Os dados obtidos pelo Chandra, foram os primeiros a confirmarem a presença deste jato contrário. O motivo de o jato contrário ser muito mais fraco do que o jato para a direita se deve provavelmente ao fato do seu movimento ser para longe da linha de visão da Terra.

As propriedades detalhadas do jato e do jato contrário observadas com o Chandra mostram que suas emissões de raios X provavelmente veem dos elétrons que fazem um movimento espiral ao redor das linhas do campo magnético, um processo chamado de emissão síncroton. Neste caso, os elétrons precisam ser continuamente reacelerados à medida que eles se movem ao longo do jato. Como isto ocorre ainda é algo não muito bem entendido.

Ao testarem as hipóteses, os pesquisadores descartaram um mecanismo diferente para produzir a emissão de raios X dos jatos. Neste cenário, os elétrons voando para longe do buraco negro no jato a uma velocidade próxima da velocidade da luz, se movem através de um oceano de radiação cósmica de fundo (CMB), a radiação remanescente da fase quente inicial do Universo depois do Big Bang. Quando um elétron em alta velocidade colide com um destes fótons da CMB, ele pode aumentar drasticmanete a energia do fóton na banda dos raios X.

O brilho dos raios X do jato depende da potência no feixe de elétrons e na intensidade da radiação de fundo. O brilho relativo dos raios X emanado do jato e do jato contrário na Pictor A não se ajustam com o que é esperado neste processo envolvendo a CMB e isto, efetivamente elimina esta hipótese como sendo a fonte da produção de raios X no jato.

Fonte: Marshall Space Flight Center

O disco voador frígido

Os astrônomos usaram o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e os telescópios do Institut de Radio Astronomie Millimétrique (IRAM) para fazer a primeira medição direta da temperatura dos grãos de poeira grandes situados nas regiões periféricas de um disco de formação planetária que se encontra em torno de uma estrela jovem.

  © Digitized Sky Survey 2/Hubble (disco protoplanetário em torno de estrela)

Ao observar de forma inovadora um objeto cujo nome informal é Disco Voador, os astrônomos descobriram que os grãos de poeira são muito mais frios do que o esperado: -266º Celsius. Este resultado surpreendente sugere que os modelos teóricos destes discos precisam de ser revistos.

Uma equipe internacional liderada por Stephane Guilloteau do Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, França, mediu a temperatura de enormes grãos de poeira localizados em torno da jovem estrela 2MASS J16281370-2431391 na região de formação estelar Rho Ophiuchi, a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra.
Esta estrela encontra-se rodeada por um disco de gás e poeira, chamado disco protoplanetário, uma vez que se situa na fase inicial da formação de um sistema planetário. Este disco é visto de perfil quando observado a partir da Terra e a sua aparência em imagens no visível levou a que se lhe desse o nome informal de Disco Voador.
Foi observado através do ALMA o brilho emitido pelas moléculas de monóxido de carbono no disco da 2MASS J16281370-2431391. As imagens revelaram-se extremamente nítidas e descobriu-se algo estranho, em alguns casos o sinal recebido era negativo. Normalmente um sinal negativo é fisicamente impossível, mas neste caso existe uma explicação, que leva a uma conclusão surpreendente.
O autor principal Stephane Guilloteau explica: “Este disco não se observa sobre um céu noturno escuro e vazio mas sim em silhueta, frente ao brilho da Nebulosa Rho Ophiuchi. O brilho difuso é demasiado extenso para ser detectado pelo ALMA, no entanto é absorvido pelo disco. O sinal negativo resultante significa que partes do disco estão mais frias do que o fundo. Na realidade, a Terra encontra-se na sombra do Disco Voador!”
A equipe combinou medições do disco obtidas pelo ALMA com observações do brilho de fundo obtidas pelo telescópio IRAM de 30 metros, situado em Espanha. As medições do IRAM foram necessárias uma vez que o ALMA não é sensível ao sinal extenso do fundo. Derivou-se uma temperatura para os grãos de poeira do disco de apenas -266º Celsius (ou seja, apenas 7 Kelvin) à distância de cerca de 15 bilhões de km da estrela central. Esta é a primeira medição direta da temperatura de grãos de poeira grandes (com tamanhos de cerca de 1 milímetro) em tais objetos.
A temperatura medida é muito mais baixa dos que os -258 a -253º Celsius (15 a 20 Kelvin) que a maioria dos modelos teóricos prevê.  Para explicar esta discrepância, os grãos de poeira grandes devem ter propriedades diferentes das que se assumem atualmente, de modo a permitirem o seu arrefecimento até temperaturas tão baixas.
“Para compreendermos qual o impacto desta descoberta na estrutura do disco, temos que descobrir que propriedades da poeira, que sejam plausíveis, podem resultar de tão baixas temperaturas. Temos algumas ideias, por exemplo, a temperatura pode depender do tamanho dos grãos, com os maiores a apresentarem temperaturas mais baixas do que os mais pequenos. No entanto, ainda é muito cedo para termos certezas,” acrescenta o co-autor do trabalho Emmanuel di Folco, do Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux.
Se estas temperaturas baixas da poeira forem encontradas como sendo uma característica normal dos discos protoplanetários, este fato pode ter muitas consequências na compreensão de como é que estes objetos se formam e evoluem.
Por exemplo, propriedades diferentes da poeira afetarão o que se passa quando as partículas colidem e portanto afetarão também o seu papel na criação das sementes da formação de planetas. Ainda não sabemos se esta alteração das propriedades da poeira é ou não significativa relativamente a este exemplo.
Temperaturas baixas da poeira podem também ter um grande impacto nos discos de poeira mais pequenos que se sabe existirem. Se estes discos forem majoritariamente compostos por grãos maiores e mais frios do que o que se supõe atualmente, isto pode significar que estes discos compactos são arbitrariamente massivos e por isso podem ainda formar planetas gigantes relativamente próximos da estrela central.
São claramente necessárias mais observações, no entanto parece que a poeira mais fria descoberta pelo ALMA poderá ter consequências significativas na compreensão dos discos protoplanetários.

Este trabalho foi descrito num artigo científico intitulado “The shadow of the Flying Saucer: A very low temperature for large dust grains”, de S. Guilloteau et al., que foi publicado na revista da especialidade Astronomy & Astrophysics Letters.

Fonte: ESO

Abertura do concurso Apanhe uma Estrela

Os alunos de todo o mundo estão sendo convidados a participar do concurso de escrita de astronomia Apanhe uma Estrela 2016.

© ESO (Apanhe uma Estrela)

Para participar os alunos devem submeter um relatório escrito sobre um tema astronômico à sua escolha, por exemplo: um objeto astronômico, um fenômeno, uma observação, um problema científico ou uma teoria. Os relatórios devem ser escritos em inglês e não podem ter mais de 5.000 palavras. Os alunos podem concorrer em grupos, no máximo de três elementos, mais um líder de grupo que não seja estudante.

As submissões devem ser feitas por email, enviando o relatório em ficheiro pdf para astro.edu@gmail.com. O prazo de entrega de todas as contribuições é o dia 30 de novembro de 2016.

O ESO entregará imagens emolduradas de belos objetos astronômicos aos cinco primeiros lugares. E além destes quadros, os cinco vencedores poderão ainda fazer observações remotas no Observatório Nacional Astronômico Rozhen, na Bulgária, ou participar de uma video-conferência com um astrônomo profissional.

Apanhe uma Estrela é um concurso organizado por uma colaboração entre a European Association for Astronomy Education (EAAE) e European Southern Observatory (ESO). Esta iniciativa pretende estimular a criatividade e o trabalho autónomo dos estudantes de modo a fortalecer e expandir o seu conhecimento astronómico e as suas várias competências.

Encontram-se disponíveis da página internet do Apanhe uma Estrela mais informações sobre o concurso.

Fonte: ESO

Nuvem monstruosa é observada retornando à Via Láctea

Astrônomos utilizando telescópio espacial Hubble estão descobrindo que o velho ditado "o que sobe tem que descer" até se aplica a uma nuvem imensa de hidrogênio fora da Via Láctea.

  © NASA/ESA/A. Feild (ilustração da Nuvem Smith caindo na Via Láctea)

A nuvem invisível está caindo em direção à nossa Galáxia a 1,1 milhões de quilômetros por hora.

Apesar de se conhecerem centenas de nuvens gigantes e velozes de gás em torno da periferia da nossa Galáxia, esta denominada "Nuvem Smith" é única porque a sua trajetória é bem conhecida. As novas observações do Hubble sugerem que foi lançada das regiões exteriores do disco galáctico há cerca de 70 milhões de anos atrás. A nuvem foi descoberta no início da década de 1960 pela estudante de doutoramento em astronomia Gail Smith, que detectou ondas de rádio emitidas pelo seu hidrogênio.

A nuvem está retornando numa rota de colisão e espera-se que "lavre" o disco da Via Láctea daqui a 30 milhões de anos. Quando isso acontecer, os astrônomos acreditam que vai dar início a uma espetacular explosão de formação estelar, talvez fornecendo gás suficiente para fabricar 2 milhões de sóis.

"A nuvem é um exemplo de como a Galáxia muda com o tempo," explica Andrew Fox, líder da equipe e do Space Telescope Science Institute (STScI) em Baltimore, no estado americano de Maryland. "Diz-nos que a Via Láctea é um lugar muito ativo e borbulhante onde o gás pode ser expelido para fora de uma parte do disco e, depois, regressar para outra."

"A nossa Galáxia recicla o seu gás através de nuvens, sendo a Nuvem Smith um exemplo, e irá formar estrelas em lugares diferentes do que no passado. As medições da Nuvem Smith pelo Hubble ajudam-nos a visualizar quão ativos são os discos das galáxias," afirma Fox.

Os astrônomos determinaram que esta região de gás em forma de cometa mede cerca de 11.000 anos-luz de comprimento e 2.500 anos-luz de largura. Se pudesse ser observada no visível, teria um diâmetro aparente no céu 30 vezes maior que a Lua Cheia.

Os astrônomos há muito que pensavam que a Nuvem Smith podia ser uma galáxia falhada, sem estrelas, ou gás que caía para a Via Láctea oriundo do espaço intergaláctico. Se qualquer um destes cenários fosse verdadeiro, a nuvem deveria conter principalmente hidrogênio e hélio, não os elementos mais pesados fabricados pelas estrelas. Mas se viesse de dentro da Galáxia, ela conteria mais dos elementos encontrados no nosso Sol.

A equipe usou o Hubble para medir pela primeira vez a composição química da Nuvem de Smith e para determinar de onde veio. Observaram, no ultravioleta, os núcleos brilhantes de três galáxias ativas que residem a bilhões de anos-luz por trás da nuvem. Usando o instrumento COS (Cosmic Origins Spectrograph) do Hubble, mediram como esta luz é filtrada através da nuvem.

Em particular, procuraram enxofre na nuvem, que pode absorver a luz ultravioleta. "Ao medir o enxofre, podemos aprender quão enriquecida em átomos de enxofre é a nuvem, em comparação com o Sol," explica Fox. O enxofre é um bom indicador da quantidade de elementos mais pesados que residem na nuvem.

Foi descoberto que a Nuvem Smith é tão rica em enxofre como o disco exterior da Via Láctea, uma região a cerca de 40.000 anos-luz do centro da Galáxia (aproximadamente 15.000 anos-luz mais para a periferia da Via Láctea do que o Sol e o Sistema Solar). Isto significa que a Nuvem Smith foi enriquecida por material das estrelas. Isto não acontecia se fosse hidrogênio pristino de fora da Galáxia, ou se fosse o remanescente de uma galáxia falhada e desprovida de estrelas. Em vez disso, a nuvem parece ter sido expulsa de dentro da Via Láctea e está agora de volta como um bumerangue.

Embora isto resolva o mistério da origem da Nuvem de Smith, levanta novas questões: como é que a nuvem chegou onde está agora? Que evento desastroso a catapultou para fora do disco da Via Láctea, e como é que permaneceu intacta? Será que uma região de matéria escura, uma forma invisível de matéria, passou pelo disco e capturou gás da Via Láctea? As respostas poderão ser encontradas em investigações futuras.

A pesquisa foi publicada na edição de 1 janeiro de 2016 da revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Uma beleza muitas vezes ignorada

A imagem a seguir mostra a galáxia espiral NGC 986 situada na constelação da Fornalha.

© ESO (NGC 986)

A galáxia, que foi descoberta em 1826 pelo astrônomo escocês James Dunlop, não costuma ser fotografada muitas vezes devido à sua proximidade com o rico e famoso aglomerado de galáxias da Fornalha, o que não deixa de ser uma pena já que esta galáxia, além de ser um grande objeto científico, é também muito bonita.
A NGC 986 situa-se a cerca de 56 milhões de anos-luz de distância e parece quase perfeita vista de face. A sua posição no céu permite-nos observar os dois braços espirais principais e também uma estrutura central em forma de barra, composta por estrelas e poeira, que faz com que este objeto seja classificado como uma galáxia espiral barrada.
Rastreios astronômicos mostraram que cerca de dois terços de todas as galáxias espirais contêm uma barra, incluindo a Via Láctea, e por isso a NGC 986 é um objeto perfeito para estudar a estrutura das galáxias e descobrir mais sobre a nossa própria casa galáctica, a qual se torna difícil de estudar a partir do interior.
Esta imagem, captada pelo instrumento FORS montado no Very Large Telescope (VLT), no Observatório do Paranal, no norte do Chile, foi obtida no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO, o qual visa obter imagens de objetos interessantes, intrigantes ou visualmente atrativos, utilizando os telescópios do ESO, para efeitos de educação e divulgação científica. O programa utiliza tempo de telescópio que não pode ser usado em observações científicas. Todos os dados obtidos podem ter igualmente interesse científico e são por isso postos à disposição dos astrônomos através do arquivo científico do ESO.

Fonte: ESO

MWC 922: A Nebulosa do Quadrado Vermelho

O que poderia fazer com que uma nebulosa parecesse quadrada?

© Peter Tuthill & James Lloyd (MCW 922)

Ninguém sabe ao certo. O sistema de estrelas quentes conhecido como MWC 922 parece fazer parte de uma nebulosa exatamente neste formato. A imagem acima combina exposições em infravermelho do telescópio Hale no Monte Palomar, na Califórnia, e do telescópio Keck-2 em Mauna Kea, no Havaí­. Uma das principais hipóteses precursoras para a nebulosa quadrada é que a estrela central ou estrelas de alguma forma expeliram cones de gás durante um estágio de desenvolvimento tardio. Na nebulosa MWC 922, esses cones coincidentemente incorporam ângulos quase retos e são visíveis de lado. As evidências que respaldam a hipótese dos cones incluem raios radiais na imagem que podem percorrer as paredes dos cones. Pesquisadores especulam que os cones, quando vistos de outro ângulo, poderiam parecer semelhantes aos gigantescos anéis da supernova SN 1987A, possivelmente indicando que uma estrela na MWC 922 poderia um dia explodir em uma supernova semelhante.

Fonte: NASA

A galáxia oculta IC 342

Semelhante em tamanho às grandes e brilhantes galáxias espirais da nossa vizinhança, IC 342 está a apenas 10 milhões de anos luz de distância na direção da constelação boreal da Girafa (Camelopardalis).

 

  © Fabiomassimo Castelluzzo (IC 342)

A galáxia IC 342 é um universo particular que seria um objeto proeminente nos nossos céus noturnos, mas está obscurecida por um véu de estrelas, gases e poeira cósmica ao longo do plano da Via Láctea.

Mesmo que a luz da galáxia IC 342 esteja reduzida pelas nuvens cósmicas intervenientes, esta imagem telescópica profunda retrata seus aglomerados estelares azuis, a poeira e o brilho em tons de rosa das regiões de formação estelar, imersas nos braços espirais que se espalham a partir do núcleo da galáxia.

A IC 342 pode ter sofrido uma explosão recente de formação estelar e está perto o suficiente para ter influenciado gravitacionalmente a evolução do grupo local de galáxias e a nossa Via Láctea.

Fonte: NASA

O alinhamento dos cinco planetas mais próximos do Sol

Um alinhamento dos cinco primeiros planetas do nosso Sistema Solar pode ser visto a olho nu no horizonte, pouco antes do nascer do Sol, por volta das 5,5 hs da manhã.

© SkySafari (o alinhamento dos cinco planetas)

Os planetas Mercúrio, Vênus, Saturno, Marte e Júpiter estarão visíveis a olho nu no céu entre as direções Leste e Norte no horizonte. O fenômeno deve ocorrer até 20 de fevereiro deste ano.

A linha formada pelos planetas no céu segue de perto a eclíptica, o caminho aparente do Sol em relação às estrelas de fundo. O alinhamento será apenas visual no céu noturno, do ponto de vista de quem está aqui na Terra, sendo que os planetas não estarão realmente alinhados de fato.

O primeiro planeta a aparecer no horizonte será Júpiter, por volta das 23 hs. Em seguida, virão Marte, às 2 hs, Saturno, às 3 hs, Vênus, às 4 hs e, por último, Mercúrio que só deve despontar no horizonte por volta das 5,5 hs.

Os Vênus e Júpiter são os planetas mais facilmente identificáveis, mas Mercúrio o último planeta a aparecer será um pouco mais difícil de ser observado, devido a sua posição aparente no horizonte e de sua proximidade com o Sol, consequentemente seu tempo de visualização é curto.

No dia 6 de fevereiro deste ano ocorrerá o ápice do fenômeno, quando Mercúrio estará em elongação máxima, ou seja, atingirá seu ponto máximo no céu. Em 1 de fevereiro, a Lua estará ao lado de Marte, em seguida, na manhã seguinte, ela estará situada logo abaixo do Planeta Vermelho. Na manhã do dia 4 de fevereiro, a Lua na fase crescente estará perto de Saturno. Em seguida, em 6 de fevereiro, a Lua estará ao lado de Vênus e em 7 de fevereiro, a Lua com uma pequena fatia iluminada estará situada abaixo de Mercúrio.

Este o alinhamento destes cinco planetas que podem ser vistos a olho nu ocorreu pelo última vez em 2005, e deverá acontecer novamente em agosto deste ano e depois em outubro de 2018.

Fonte: Cosmo Novas & National Geographic

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)

A vizinha limpa e arrumada da Via Láctea

Muitas galáxias encontram-se cheias de poeira, enquanto outras apresentam ocasionais faixas escuras de fuligem cósmica opaca espiralando entre o gás e as estrelas.

© ESO (galáxia anã IC 1613)

No entanto, o alvo desta nova imagem, obtida pela câmera OmegaCAM montada no telescópio de rastreio do VLT no ESO, no Chile, é bastante peculiar, a pequena galáxia chamada IC 1613 é uma maníaca por limpeza!

A IC 1613 contém muito pouca poeira cósmica, o que permite aos astrônomos explorar o seu conteúdo com bastante facilidade. Não é apenas uma questão de aparência; a limpeza desta galáxia é vital para a compreendermos o Universo que nos rodeia.

A IC 1613 é uma galáxia anã situada na constelação da Baleia. Esta imagem do VST mostra a beleza pouco convencional deste objeto, deixando-nos observar suas estrelas todas espalhadas e gases rosa brilhante, em grande detalhe.
O astrônomo alemão Max Wolf descobriu o fraco brilho da IC 1613 em 1906. Em 1928, o seu compatriota Walter Baade utilizou o poderoso telescópio de 2,5 metros instalado no Observatório de Mount Wilson, na Califórnia, conseguindo observar as estrelas individuais. A partir destas observações os astrônomos concluíram que esta galáxia deveria estar muito perto de nós, uma vez que apenas era possível resolver estrelas individuais com tamanho aparente de alfinetes nas galáxias mais próximas.
Desde este momento, os astrônomos confirmaram que IC 1613 é efetivamente um membro do Grupo Local, uma coleção de mais de 50 galáxias que inclui a nossa galáxia, a Via Láctea. A IC 1613 situa-se a 2,3 milhões de anos-luz de distância de nós, sendo relativamente bem estudada devido à sua proximidade. Os astrônomos descobriram que se trata de uma anã irregular, a qual não apresenta muitas das características encontradas em outras galáxias pequenas, como por exemplo um disco estrelado.
No entanto, o que falta em forma à IC 1613 é compensado em termos de limpeza. Sabemos a distância à IC 1613 com elevado grau de precisão, parcialmente devido aos níveis anomalamente baixos de poeira que se encontram lá e ao longo da nossa linha de visada, algo que permite observações muito mais claras. A poeira cósmica é composta por vários elementos pesados, tais como o carbono e o ferro, assim como por moléculas maiores e mais granuladas. Não só bloqueia a radiação, dificultando a observação de objetos envoltos em poeira, como dispersa de forma preferencial a radiação mais azul. Como resultado, a poeira cósmica faz os objetos parecerem mais vermelhos do que na realidade são, quando observados através dos nossos telescópios. Este avermelhamento deve ser considerado quando estudam estes objetos, mas mesmo assim, quanto menor o avermelhamento, mais precisas serão as observações.
A segunda razão da distância ser conhecida com tanta precisão deve-se ao fato desta galáxia abrigar uma quantidade de estrelas de dois tipos: variáveis Cefeides e variáveis RR Lyrae. Estes tipos de estrelas pulsam de forma ritmada, crescendo em brilho e tamanho de forma característica a intervalos regulares. Além das duas Nuvens de Magalhães, IC 1613 é a única galáxia anã irregular no Grupo Local onde se identificaram estrelas variáveis do tipo RR Lyrae.
Como sabemos por experiência cotidiana na Terra, os objetos que brilham, tais como as lâmpadas ou as chamas das velas, parecem mais fracos à medida que nos afastamos deles. Os astrônomos usam esta regra simples da lógica para descobrir quão distantes é que os objetos no Universo estão realmente, desde que saibam quão brilhantes são na realidade, ou seja, desde que conheçam o seu brilho intrínseco.
As variáveis Cefeides e RR Lyrae têm a propriedade especial do seu período de aumento e diminuição de brilho estar diretamente ligado ao seu brilho intrínseco. Por isto, ao ser medido quão rápido flutuam é possível o seu brilho intrínseco. Comparando depois este valor ao brilho aparente medido, podemos saber quão distantes é que se encontram, de modo a parecerem tão tênues quando observados.
As estrelas para as quais se conhece o seu brilho intrínseco funcionam como velas padrão, um pouco como uma vela com determinado brilho atuaria para se calcular intervalos de distância baseados no brilho observado do cintilar da sua chama.
Usando velas padrão, tais como as estrelas variáveis que se encontram na IC 1613 e as menos comuns explosões de supernova do tipo Ia, que podem ser observadas ao longo de maiores distâncias cósmicas foi construída uma escada de distância cósmica, que penetra o espaço cada vez mais profundamente.
Há décadas atrás a IC 1613 ajudou os astrônomos a determinar como usar estrelas variáveis para mapear a grande extensão do Universo. Nada mau para uma pequena galáxia sem forma!

Fonte: ESO