Programa em atualização
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Efemérides
Dia 22/07: 203.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1784, nascia Friedrich Bessel, astrónomo e matemático alemão, o primeiro a determinar a distância do Sol até outra estrela usando o método da paralaxe.
Em 1962, a Mariner 1 voa erraticamente durante vários minutos após o lançamento, acabando por ter que ser destruída.
Em 2019, lançamento da Chandrayaan 2, a segunda missão lunar indiana. Consiste de um orbitador, um módulo de aterragem e de um rover. Observações: A estrela mais brilhante, depois das estrelas do Triângulo de Verão, caso queira torna-lo num quadrilátero, é Rasalhague, a cabeça de Ofíuco, magnitude 2,0. Vire-se para sul após o cair da noite. Encontrará Rasalhague igualmente distante para a direita de Altair e para baixo e para a direita de Vega. Altair é atualmente a estrela mais baixa do Triângulo de Verão. Vega, quase por cima das nossas cabeças, é a mais brilhante. O "Quadrilátero de Verão" cobre pouco mais do que o dobro da área do Triângulo de Verão.
Dia 23/07: 204.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1928, nascia Vera Rubin, astrónoma americana que fez trabalho pioneiro sobre a velocidade de rotação das galáxias. Descobriu a discrepância entre o movimento angular previsto das galáxias e o movimento observado, ao estudar as curvas de rotação de galáxias. Este fenómeno veio a ser conhecido como o problema de rotação das galáxias.
Em 1972, os Estados Unidos lançavam o satélite Landsat 1.
Em 1995, é descoberto o Cometa Hale-Bopp e torna-se visível a olho nu quase um ano depois.
Em 1999, lançamento da STS-93, do vaivém Columbia, com o Observatório de raios-X Chandra a bordo.
Em 2015, a NASA anuncia a descoberta de Kepler-452b, a primeira super-Terra na zona habitável de uma estrela parecida com o Sol. Observações: Saíu ontem à noite e ainda se encontra acordado(a)? Quase às 3 da manhã deste sábado, a Lua nasce a este. Alguns graus para cima e para a esquerda encontra-se o enxame aberto das Plêiades. À medida que esta paisagem astronómica sobe no céu, observe Aldebarã a nascer abaixo do par.
Dia 24/07: 205.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1969, a Apollo 11 regressava à Terra em segurança. A cápsula com os astronautas cai no Oceano Pacífico. Observações:A brilhante Arcturo ainda está bastante alta após o anoitecer mas, à medida que o verão avança, move-se para o lado oeste do céu noturno. O seu tom pálido sempre ajuda a identificá-la. Para a sua direita encontra-se a Ursa Maior.
Dia 25/07: 206.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1973 era lançada a sonda soviética Mars 5.
Em 1976, a sonda Viking 1 obtém a famosa foto da "Face de Marte".
Em 1984 a cosmonauta russa Svetlana Savitskaya torna-se a primeira mulher a caminhar no espaço ao abandonar a estação Salyut 7. Observações: Arcturo forma a ponta de baixo do "papagaio-de-papel" de Boieiro. Mais ou menos estreito, estende-se para cima e para a direita de Arcturo cerca de 23º, mais ou menos dois punhos à distância do braço esticado.
Ei, Siri: qual é a massa deste enxame galáctico?
Imagem de longa exposição, pelo Telescópio Espacial Hubble, mostra uma majestosa galáxia espiral vista de face localizada nas profundezas do enxame de galáxias de Cabeleira de Berenice, que se encontra a 320 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação com o mesmo nome.
Crédito: NASA, ESA e equipa do Legado Hubble (STScI/AURA); agradecimento: K. Cook (Laboratório Nacional Lawrence Livermore, EUA)
Já passou quase um século desde que o astrónomo Fritz Zwicky calculou pela primeira vez a massa do Enxame de Cabeleira de Berenice, uma densa coleção de quase 1000 galáxias localizadas no Universo próximo. Mas estimar a massa de algo tão grande e denso, que está a 320 milhões de anos-luz de distância, tem a sua quota-parte de problemas - então e agora. As medições iniciais de Zwicky, e as muitas feitas desde então, têm fontes de erros que enviesam a massa para cima ou para baixo.
Agora, utilizando ferramentas de aprendizagem de máquina, uma equipa liderada por físicos da Universidade Carnegie Mellon desenvolveu um método de aprendizagem profunda que estima com precisão a massa do Enxame de Cabeleira de Berenice e atenua eficazmente as fontes de erro.
"As pessoas têm feito estimativas da massa do Enxame de Cabeleira de Berenice há muitos, muitos anos. Mas ao mostrar que os nossos métodos de aprendizagem de máquina são consistentes com estas estimativas anteriores de massa, estamos a construir confiança nestes novos e muito poderosos métodos que estão atualmente muito em voga no campo da cosmologia", disse Matthew Ho, um estudante do quinto ano do Centro McWilliams para Cosmologia do Departamento de Física e membro do Instituto de Planeamento de IA para Física do Futuro da NSF em Carnegie Mellon.
Os métodos de aprendizagem de máquina são utilizados com sucesso numa variedade de campos para encontrar padrões em dados complexos, mas só na última década é que ganharam uma posição de destaque na investigação cosmológica. Para alguns investigadores na área, estes métodos vêm com uma grande preocupação: uma vez que é difícil compreender o funcionamento interno de um modelo complexo de aprendizagem de máquina, será que podemos confiar neles para fazer aquilo para que foram concebidos? Ho e os seus colegas propuseram-se a abordar estas reticências com a sua última investigação, publicada na revista Nature Astronomy.
Para calcular a massa do Enxame de Cabeleira de Berenice, Zwicky e outros utilizaram uma medição dinâmica da massa, na qual estudaram o movimento ou velocidade de objetos em órbita dentro e em redor do enxame galáctico e depois utilizaram a sua compreensão da gravidade para inferir a massa do enxame. Mas esta medição é suscetível a uma variedade de erros. Os enxames de galáxias existem como nós numa enorme teia de matéria distribuída pelo Universo, e estão constantemente a colidir e a fundir-se uns com os outros, o que distorce o perfil de velocidade das galáxias constituintes. E tendo em conta que os astrónomos estão a observar o enxame a uma grande distância, há muitas outras coisas na distância que nos separa que podem parecer e agir como se fizessem parte do enxame de galáxias, o que pode distorcer a medição da massa. Investigações recentes fizeram progressos no sentido de quantificar e contabilizar o efeito destes erros, mas os métodos baseados na aprendizagem de máquina fornecem uma abordagem inovadora baseada em dados, de acordo com Ho.
"O nosso método de aprendizagem profunda aprende com dados reais o que são medições úteis e o que não são", disse Ho, acrescentando que o seu método elimina erros de galáxias intrusas (efeitos de seleção) e tem em conta várias formas galácticas (efeitos físicos). "A utilização destes métodos baseados em dados torna as nossas previsões melhores e automatizadas".
"Uma das maiores falhas com as abordagens de aprendizagem de máquina padrão é que normalmente produzem resultados sem quaisquer incertezas", acrescentou Hy Trac, professor associado de física, orientador de Ho. "O nosso método inclui estatísticas Bayesianas robustas, que nos permitem quantificar a incerteza nos nossos resultados".
Ho e colegas desenvolveram o seu método inovador através da personalização de uma conhecida ferramenta de aprendizagem de máquina chamada rede neuronal convolucional, que é um tipo de algoritmo de aprendizagem profunda utilizado no reconhecimento de imagens. Os investigadores treinaram o seu modelo, alimentando-o com dados provenientes de simulações cosmológicas do Universo. O modelo aprendeu através da observação das características observáveis de milhares de enxames de galáxias, cuja massa já é conhecida. Após uma análise aprofundada da manipulação dos dados de simulação pelo modelo, Ho aplicou-o a um sistema real - o Enxame de Cabeleira de Berenice - cuja verdadeira massa não é conhecida. O método de Ho calculou uma estimativa de massa que é consistente com a maioria das estimativas de massa feitas desde os anos 80. Isto marca a primeira vez que esta metodologia específica de aprendizagem de máquina foi aplicada a um sistema observacional.
"Para construir a fiabilidade dos modelos de aprendizagem de máquina, é importante validar as previsões do modelo em sistemas bem estudados, como o de Cabeleira de Berenice", disse Ho. "Estamos atualmente a proceder a uma verificação mais rigorosa e extensiva do nosso método. Os resultados promissores são um passo forte para a aplicação do nosso método em dados novos e não estudados".
Modelos como estes vão ser críticos daqui para a frente, especialmente quando levantamentos espectroscópicos em grande escala, como o DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), o Observatório Vera C. Rubin e Euclides, começarem a divulgar a vasta quantidade de dados que estão a recolher do céu.
"Em breve vamos ter um fluxo de dados à escala dos pentabytes", explicou Ho. "Isto é enorme. É impossível para os humanos analisarem isto à mão. À medida que trabalhamos na construção de modelos que podem estimar robustamente coisas como a massa enquanto mitigam as fontes de erro, outro aspeto importante é que precisam de ser computacionalmente eficientes se quisermos processar este enorme fluxo de dados destes novos levantamentos. E é exatamente isso que estamos a tentar abordar - utilizando a aprendizagem de máquina para melhorar as nossas análises e torná-las mais rápidas".
Observando pulsares cintilantes para compreender o misterioso plasma interestelar
Os pulsares - remanescentes estelares com rápida rotação e que piscam como um farol - ocasionalmente mostram variações extremas de luminosidade. Os cientistas preveem que estas pequenas explosões de brilho acontecem porque regiões densas de plasma interestelar (o gás quente entre as estrelas) espalham as ondas de rádio emitidas pelo pulsar. No entanto, ainda não sabemos de onde vêm as fontes de energia necessárias para formar e sustentar estas densas regiões de plasma. Para melhor compreender estas formações interestelares, precisamos de observações mais detalhadas da sua estrutura em pequena escala e uma via promissora para isso está no cintilar dos pulsares.
Impressão de artista de um pulsar.
Crédito: Carl Knox, OzGrav - Universidade de Swinburne
Quando as ondas de rádio de um pulsar são dispersas pelo plasma interestelar, as ondas separadas interferem e criam um padrão de interferência na Terra. À medida que a Terra, o pulsar e o plasma se movem uns em relação uns aos outros, este padrão é observado como variações de brilho no tempo e na frequência: o espectro dinâmico. Graças à natureza pontual dos sinais dos pulsares, a dispersão e a cintilação ocorrem em pequenas regiões do plasma. Após o processamento especializado dos sinais do espectro dinâmico, podemos observar características parabólicas impressionantes conhecidas como arcos de cintilação que estão relacionadas com a imagem da radiação espalhada do pulsar no céu.
Um pulsar em particular, chamado J1603-7202, passou por uma dispersão extrema em 2006, tornando-o um alvo excitante para a análise destas densas regiões de plasma. No entanto, a trajetória do pulsar ainda não foi determinada, pois orbita outra estrela compacta chamada anã branca numa órbita que é vista de face, em relação ao ponto de vista da Terra, e os cientistas não têm métodos alternativos para a medir nesta situação. Felizmente, os arcos de cintilação servem um duplo propósito: as suas curvaturas estão relacionadas com a velocidade do pulsar, assim como a distância ao pulsar e ao plasma. A forma como a velocidade do pulsar muda à medida que orbita depende da orientação da órbita no espaço. Portanto, no caso do pulsar J1603-7202, os cientistas calcularam as alterações na curvatura dos arcos ao longo do tempo a fim de a fim de determinar a orientação.
As medições obtidas para a órbita de J1603-7202 são uma melhoria significativa em comparação com análises anteriores. Isto demonstra a viabilidade da cintilação em complementar métodos alternativos. Os astrónomos mediram a distância ao plasma e mostraram que era cerca de três-quartos da distância ao pulsar, visto da Terra. Isto não parece coincidir com as posições de quaisquer estrelas ou nuvens interestelares de gás conhecidas. Os estudos de cintilação pulsar exploram frequentemente estruturas como esta, que de outra forma seriam invisíveis. A questão permanece, portanto, em aberto: qual é a fonte do plasma que dispersa a radiação do pulsar?
Finalmente, usando a sua medição orbital, foram capazes de estimar a massa da companheira orbital de J1603-7202, que é de cerca de metade da massa do Sol. Quando considerada juntamente com a órbita altamente circular de J1603-7202, isto implica que a companheira é provavelmente um remanescente estelar composto de carbono e oxigénio - um achado mais raro em torno de um pulsar do que os remanescentes mais comuns à base do hélio.
Dado que agora os cientistas possuem um modelo quase completo da órbita, é agora possível transformar as observações de cintilação de J1603-7202 em imagens dispersas no céu e mapear o plasma interestelar à escala do Sistema Solar. A criação de imagens das estruturas físicas que causam a dispersão extrema das ondas de rádio pode dar-nos uma melhor compreensão de como se formam regiões tão densas e do papel que o plasma interestelar desempenha na evolução das galáxias.
Nos últimos anos, foi encontrado um grande número de exoplanetas em torno de estrelas singulares. Uma nova investigação mostra que podem haver exceções a esta tendência. Investigadores da Universidade Autónoma de Nuevo León, da Universidade Nacional Autónoma do México e da Universidade de Nova Iorque em Abu Dhabi sugerem uma nova forma de deteção de corpos ténues, incluindo planetas, em órbita de estrelas binárias exóticas conhecidas como Variáveis Cataclísmicas.
Impressão artística de um sistema de variável cataclísmica visto da superfície de um planeta em órbita.
Crédito:
Departamento de Imagem e Difusão FIME-UANL/ Lic. Debahni Selene Lopez Morales D.R. 2022
As variáveis cataclísmicas são sistemas binários em que as duas estrelas estão extremamente próximas uma da outra; tão próximas que o objeto menos massivo transfere massa para o mais massivo. As variáveis cataclísmicas são tipicamente formadas por um tipo pequeno e frio de estrelas conhecida como estrela anã vermelha e uma estrela quente e densa - uma anã branca. As estrelas anãs vermelhas têm uma massa entre 0,07 e 0,3 massas solares e um raio de cerca de 20% do Sol, enquanto as estrelas anãs brancas têm uma massa típica de cerca de 0,75 massas solares e um raio muito pequeno semelhante ao do planeta Terra.
Nos sistemas de variáveis cataclísmicas, a transferência de matéria da estrela pequena forma um disco de acreção em torno da estrela compacta, mais massiva. O brilho de um sistema de variável cataclísmica provém principalmente deste disco, e domina sobre a luz proveniente das duas estrelas. Um terceiro corpo escuro em órbita de um binário deste tipo pode influenciar a taxa de transferência de massa entre as duas estrelas e, por conseguinte, o brilho de todo o sistema. O método descrito no novo trabalho baseia-se na mudança de brilho no disco de acreção devido a perturbações do terceiro corpo que orbita em torno das duas estrelas interiores.
Na sua investigação, o líder da equipa Dr. Carlos Chavez e colaboradores estimaram a massa e a distância de um terceiro corpo em órbita de quatro distantes variáveis cataclísmicas diferentes, utilizando as alterações de brilho de cada sistema. De acordo com cálculos efetuados pela equipa, tais variações de brilho têm períodos muito longos em comparação com os períodos orbitais no sistema triplo. Duas das quatro variáveis cataclísmicas parecem ter corpos semelhantes a planetas em órbita à sua volta.
O Dr. Chavez comenta as novas descobertas: "O nosso trabalho provou que um terceiro corpo pode perturbar uma variável cataclísmica de tal forma que pode induzir mudanças de brilho no sistema. Estas perturbações podem explicar tanto os períodos muito longos que foram observados - entre 42 e 265 dias - como a amplitude dessas alterações de luminosidade". Ele acrescenta: "Dos quatro sistemas que estudámos, as nossas observações sugerem que dois dos quatro têm objetos de massa planetária em órbita à sua volta".
Os cientistas pensam que esta é uma nova técnica promissora para encontrar planetas em órbita de sistemas estelares binários, somando-se aos milhares já encontrados nas últimas três décadas.
Porque é que Júpiter tem anéis? O anel principal de Júpiter foi descoberto em 1979 pela sonda Voyager 1 da NASA, mas a sua origem era então um mistério. Dados da nave espacial Galileo da NASA, que orbitou Júpiter de 1995 a 2003 confirmaram, no entanto, a hipótese de que este anel foi criado pelo impacto de meteoroides em pequenas luas próximas. Quando um pequeno meteoroide atinge a minúscula Métis, por exemplo, perfura a lua, é vaporizado e explode solo e poeira para uma órbita joviana. A imagem em destaque de Júpiter, obtida no infravermelho pelo Telescópio Espacial James Webb, mostra não só Júpiter e as suas nuvens, mas também este anel. Também é visível a Grande Mancha Vermelha de Júpiter, num tom comparativamente claro à direita, a grande lua Europa de Júpiter, situada no centro dos picos de difração à esquerda, e a sombra de Europa - perto da Grande Mancha Vermelha. Várias características da imagem ainda não são bem compreendidas, incluindo a camada de nuvens aparentemente separada no limbo direito de Júpiter.
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