Dia 05/09: 248.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1977 arrancava o programa Voyager com o lançamento da sonda Voyager 1.

Em 1984, o vaivém espacial Discovery completava o seu voo inaugural.
Observações: Saturno, Marte, Delta Scorpii (Dschubba) e Antares formam uma linha acidentada depois do pôr-do-Sol a Sudoeste. Delta Scorpii costumava ser um pouco menos brilhante que Beta (por cima). Em Julho de 2000 duplicou de brilho. Permaneceu brilhante, mas com flutuações, desde aí.
Bem para cima da Lua temos Altair.

Dia 06/09: 249.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1892, nascia Edward Victor Appleton, físico inglês que em 1947 ganhou o Prémio Nobel da Física ao provar a existência da ionosfera em 1924.
Em 1899, era fundada a Sociedade Astronómica e Astrofísica da América, agora com o nome Sociedade Astronómica Americana.
Em 1997 era descoberta a primeira lua irregular de Urano, Caliban, por Brett J. Galdman (Instituto Canadiano para a Astrofísica Teórica), Philip D. Nicholson (Universidade de Cornell), Joseph A. Burns (Universidade de Cornell) e JJ Kavelaars (Universidade McMaster). 

Estavam usando o telescópio Hale de 5 metros do monte Palomar. Urano tem 27 luas conhecidas. 
Observações: Esta noite olhe para a direita da Lua, um pouco mais que um punho à distância do braço esticado, em busca de duas estrelas ténues de terceira magnitude: Alpha (Algedi) e Beta (Dabih) Capricorni, uma por cima da outra. Alpha é a estrela em cima. Com um bom céu e uma boa visão, podemos discernir que é uma estrela dupla. Os binóculos resolvem o binário facilmente.

Dia 07/09: 250.º dia do calendário gregoriano.
Observações: Olhe para Sul pouco depois do anoitecer e para bem alto. A estrela mais brilhante aí é Altair, com a mais ténue Tarazed a poucos graus de distância por cima e um pouco para a direita. Para a esquerda de Altair está a ténue mas notável constelação de Golfinho.

Dia 08/09: 251.º dia do calendário gregoriano.
História:  Em 1966 estreia a série televisiva "Star Trek", inspirando o interesse de uma geração pelo espaço, astronomia, tecnologia, efeitos especiais e sistemas sociais alternativos. 

Em 1999, passagem mais próxima do asteróide 699 Hela pela Terra (0,644 UA). 
Em 2004, a sonda Genesis da NASA colide com a Terra quando o seu pára-quedas falha em abrir.
Observações:  A zona da cruz do Cisne é uma das mais ricas da Via Láctea. Faça uma viagem binocular ou telescópica para descobrir algumas das suas melhores jóias.

A NASA está a oferecer ao público a hipótese de escrever um "tweet" ou enviar uma imagem do Instagram que mostra como podemos sair para o Cosmos. Estes textos e imagens vão ser colocados numa "cápsula do tempo" a bordo do OSIRIS-REx (Origins-Spectral Interpretation-Resource Identification-Security-Regolith Explorer). Se tudo correr como planeado, encontrará o asteróide Bennu em 2019, recolherá uma amostra e regressará à Terra em 2023. Aproveite, mande a sua mensagem para um asteróide!Tem até 30 de Setembro para o fazer.

Astrónomos usando o GBT (Green Bank Telescope) do NSF (National Science Foundation) - entre outros - determinaram que a nossa Via Láctea faz parte de um enorme e recém-identificado superenxame de galáxias, que apelidaram de "Laniakea", que significa "imenso céu" em Havaiano.

Esta descoberta clarifica os limites da nossa vizinhança galáctica e estabelece ligações anteriormente não reconhecidas entre vários enxames de galáxias no Universo local.

"Estabelecemos finalmente os contornos que definem o superenxame de galáxias que chamamos de lar," afirma o investigador principal R. Bent Tully, astrónomo da Universidade do Hawaii em Manoa. "É como descobrir pela primeira vez que a nossa cidade na verdade faz parte de um país muito maior e que este faz fronteira com outros países."

O artigo que explica este trabalho é a reportagem de capa da edição de 4 de Setembro da revista Nature.

Uma "fatia" do Superenxame Laniakea no plano equatorial supergaláctico - um plano imaginário que contém muitos dos enxames mais massivos da estrutura. As cores representam a densidade dentro desta faixa, o vermelho densidades mais altas e o azul para vazios - áreas com relativamente pouca matéria. Os pontos brancos são galáxias individuais. Os fluxos de velocidade dentro da região gravitacionalmente dominada por Laniakea são vistos em branco. O contorno laranja engloba os limites exteriores destes fluxos, um diâmetro de aproximadamente 160 Mpc (megaparsecs). Esta região contém 100 mil biliões de vezes a massa do Sol.O círculo azul escuro, à esquerda da seta vermelha (centro), marca a posição da Via Láctea. Crédito: software de visualização interactiva SDivision, por DP no CEA/Saclay, França (clique na imagem para ver versão maior)

Os superenxames estão entre as maiores estruturas do Universo conhecido. São constituídos por grupos, como o nosso Grupo Local, que contêm dúzias de galáxias, e aglomerados gigantescos que contêm centenas de galáxias, todas interligadas numa rede de filamentos. Embora estas estruturas estejam interligadas, têm limites muito pouco definidos.

Para melhor refinar esta cartografia cósmica, os cientistas estão a propor uma nova maneira de avaliar estas estruturas galácticas a larga-escala para examinar o seu impacto nos movimentos das galáxias. Uma galáxia entre estruturas será apanhada numa batalha gravitacional onde o equilíbrio das forças da gravidade das estruturas a larga-escala em redor determina o movimento da galáxia.

Ao utilizar o GBT e outros radiotelescópios para mapear as velocidades de galáxias em todo o nosso Universo local, a equipa foi capaz de definir a região do espaço dominada por cada superenxame. "As observações do GBT desempenharam um papel importante na pesquisa que levou a esta nova compreensão dos limites e relações entre um número de superenxames," comenta Tully.

Duas vistas do Superenxame Laniakea. A superfície exterior mostra a região dominada pela gravidade do Laniakea. As linhas de corrente, em preto, traçam os percursos dos fluxos galácticos à medida que são puxados para dentro do superenxame. As cores individuais das galáxias distinguem os componentes principais do Superenxame Laniakea: o Superenxame Local histórico em verde, a região do Grande Atractor em laranja, o filamento Pavo-Indus em púrpura, e estruturas que incluem a Muralha de Antlia (constelação de Máquina Pneumática) e a nuvem de Fornalha-Erídano em magenta. Crédito: software de visualização interactiva SDivision, por DP no CEA/Saclay, França (clique na imagem para ver versão maior)

A Via Láctea reside na periferia de um destes superenxames, cuja extensão foi pela primeira vez cuidadosamente mapeada usando estas novas técnicas. Este assim chamado Superenxame Laniakea mede 500 milhões de anos-luz em diâmetro e contém a massa de cem mil biliões de sóis espalhados por 100.000 galáxias.

Este estudo também clarifica o papel do Grande Atractor, um ponto focal gravitacional no espaço intergaláctico que influencia o movimento do nosso Grupo Local de galáxias e de outros enxames galácticos.

Dentro dos limites do Superenxame Laniakea, os movimentos das galáxias são direccionados para dentro, do mesmo modo que o percurso de um rio desce uma montanha em direcção a um vale. A região do Grande Atractor é um grande vale gravitacional com uma esfera de atracção que se estende por todo o Superenxame Laniakea.

O nome Laniake foi sugerido por Nawa‘a Napoleon, professor associado de Língua Havaiana e presidente do Departamento de Línguas, Linguística e Literatura da Kapiolani Community College, parte do sistema da Universidade do Hawaii. O nome homenageia os navegadores polinésios que usaram o conhecimento dos céus para viajar através da imensidão do Oceano Pacífico.

Links:

Notícias relacionadas:
NRAO (comunicado de imprensa)
Artigo científico (arXiv.org)
Nature (requer subscrição)
Vídeo (Nature - via YouTube)
SPACE.com
Sky & Telescope
Universe Today
PHYSORG
redOrbit
Science
ScienceDaily
(e) Science News
Scientific American
Nature World News
Discovery News
National Geographic
Gizmodo

Via Láctea:
Núcleo de Astronomia do CCVAlg
Wikipedia
SEDS

Superenxame Laniakea:
Wikipedia

Grande Atractor:
Wikipedia

Telescópio Robert C. Byrd Green Bank:
Página oficial
Wikipedia

Aproximadamente a cada 11 anos, o Sol passa por uma completa mudança de personalidade, de calmo e tranquilo para violentamente activo. O pico da actividade do Sol, conhecido como máximo solar, é uma altura 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, altura 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 a acontecer 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 investigadores, 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 quilómetros de distância.

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 activas na direcção do equador durante esse período. Crédito: NASA/SDO/Goddard (clique na imagem para ver versão maior)

"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, publicado na edição de 1 de Setembro da revista The Astrophysical Journal. "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 a acontecer 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 direcção 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 cinturas 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 equipa 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, capturadas 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 de 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 actual começou. Eles descobriram que bandas destes marcadores - e, correspondentemente, os grandes campos magnéticos por baixo - também se moveram gradualmente em direcção 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 interacção 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 actividade 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 conceptual 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 algures entre a segunda metade de 2017, e que as manchas solares do próximo ciclo começarão a aparecer perto do final de 2019.

"As pessoas fazem as suas previsões acerca do final deste ciclo solar e do começo do próximo," afirma Leamon. "Algures entre 2019 e 2020, algumas pessoas vão estar correctas e outras erradas."

Entretanto, independentemente da nova hipótese fornecida por McIntosh e colegas estar correcta, este conjunto a longo prazo da posição dos pontos brilhantes e nodos-g oferece um novo tipo de observações para explorar os condutores da actividade solar além [unicamente] 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 actividade magnética em equivalentes celestes distantes.

Links:

Notícias relacionadas:
NASA (comunicado de imprensa)
Artigo científico (arXiv.org)
The Astrophysical Journal (requer subscrição)
Ciclo solar: marcha magnetizada até ao equador (via YouTube)
PHYSORG
(e) Science News
Nature World News

Sol:
Núcleo de Astronomia do Centro Ciência Viva do Algarve
Wikipedia
Ciclo solar (Wikipedia)
Mancha solar (Wikipedia)

SDO:
NASA
Canal do SDO no YouTube
Wikipedia

SOHO:
Página oficial 
Página da ESA 
Wikipedia

A missão Cassini da NASA e da ESA revelou centenas de lagos e mares espalhados por toda a região polar norte da lua de Saturno, Titã. Estes lagos não têm água mas hidrocarbonetos, uma forma de composto orgânico que é também encontrado naturalmente na Terra e inclui metano. Pensa-se que a vasta maioria dos líquidos nos lagos de Titã sejam repostos por chuvas que caem das nuvens na atmosfera da lua. Mas ainda é relativamente desconhecido como os líquidos circulam entre a crosta de Titã e a sua atmosfera.

Um estudo recente liderado por Olivier Mousis, associado de pesquisa da Cassini da Universidade de Franche-Comté, França, examinou o modo como a chuva de metano de Titã interage com materiais gelados dentro de reservatórios subterrâneos. Descobriram que a formação de materiais chamados clatratos muda a composição química do escoamento da precipitação que alimenta estes "aquíferos" de hidrocarbonetos. Este processo leva à formação de reservatórios de propano e etano, que podem sustentar alguns rios e lagos.

"Nós sabíamos que uma fracção significativa dos lagos na superfície de Titã pode, eventualmente estar ligada a corpos líquidos escondidos por baixo da crosta de Titã, mas não sabíamos de que forma podiam interagir," afirma Mousis. "Agora, temos uma ideia melhor de como estes lagos ou oceanos escondidos podem ser."

Centenas de lagos e mares estão espalhados pela superfície da lua de Saturno, Titã - em particular na sua região polar norte. Crédito: ESA/ATG medialab (clique na imagem para ver versão maior)

Mousis e colegas da Universidade de Cornell em Ithaca, Nova Iorque, EUA e do JPL da NASA em Pasadena, no estado americano da Califórnia, modelaram a maneira como um reservatório subterrâneo de hidrocarbonetos se difunde, ou se dissemina, através da crosta gelada e porosa de Titã. Descobriram que, na parte inferior do reservatório original, que contém o metano da precipitação, um segundo reservatório forma-se lentamente. Este reservatório secundário seria composto por clatratos.

Os clatratos são compostos em que a água forma uma estrutura cristalina com pequenas "jaulas" que prendem outras substâncias como o metano e etano. Os clatratos quem contêm metano podem ser encontrados na Terra em alguns sedimentos polares e oceânicos. Em Titã, a pressão e temperatura à superfície parecem permitir a formação de clatratos quando os hidrocarbonetos líquidos entram em contracto com a água congelada, que é um componente importante da crosta da lua. Estas camadas de clatratos podem permanecer estáveis até vários quilómetros por baixo da superfície de Titã.

Uma das propriedades interessantes dos clatratos é que capturam e dividem moléculas numa mistura de fases líquidas e sólidas, um processo chamado fraccionamento. Os reservatórios subterrâneos de clatratos em Titã interagem e fraccionam o metano líquido a partir do lago subterrâneo original de hidrocarbonetos, mudando lentamente a sua composição. Eventualmente o "aquífero" original de metano seria transformado num "aquífero" de propano ou etano.

"O nosso estudo mostra que a composição dos reservatórios líquidos e subterrâneos de Titã podem mudar significativamente através da sua interacção com o gelo no subsolo, desde que os reservatórios estejam separados da atmosfera durante algum tempo," afirma Mathieu Choukron do JPL, um dos três co-autores do estudo como Mousis.

É importante notar que as transformações químicas que ocorrem no interior afectariam a superfície de Titã. Os lagos e rios alimentados por reservatórios subterrâneos de propano ou etano mostrariam o mesmo tipo de composição, ao passo que aqueles alimentados pela chuva seriam diferentes e podiam conter uma fracção significativa de metano. Isto significa que os cientistas podem examinar a composição dos lagos à superfície de Titã para aprender mais sobre o que está a acontecer no subsolo, realça Mousis.

Os resultados foram publicados dia 1 de Setembro na revista Icarus. A pesquisa foi financiada pelo CNES (Centre National d'Etudes Spatiales - França) e pela NASA.

Links:

Notícias relacionadas:
JPL/NASA (comunicado de imprensa)
ESA (comunicado de imprensa)
Artigo científico (arXiv.org)
Icarus (requer subscrição)
redOrbit
PHYSORG

Clatratos de metano:
Wikipedia

Titã:
Solarviews
Wikipedia

Saturno:
Solarviews
Wikipedia

Sonda Cassini:
Página oficial (NASA)
Wikipedia