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Edição n.º 1458
27/02 a 01/03/2018
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EFEMÉRIDES
Dia 27/02: 58.º dia do calendário gregoriano. História: Em 1897, nascia Bernard Lyot, inventor do coronógrafo. Observações: Após o jantar, cinco constelações carnívoras estão alinhadas desde o nordeste até sul. Estão representadas todas em perfil, com os seus narizes apontados para cima e os seus pés (se é que os têm) para a direita: Ursa Maior a nordeste, Leão a este, Hidra, a Serpente do Mar, a sudeste, Cão Menor um pouco mais alta a sul-sudeste, e Cão Maior a sul.
Dia 28/02: 59.º dia do calendário gregoriano. História: Em 1959, lançamento do Discoverer 1, um satélite espião americano que é o primeiro objeto tentar a atingir órbita polar, não conseguindo atingir tal órbita.
Em 1997, o GRB 970228, um flash altamente luminoso de raios-gama, atinge a Terra durante 80 segundos, fornecendo provas de que as explosões de raios-gama ocorrem dentro da Via Láctea.
Em 2007, a sonda New Horizons, com destino Plutão, passa por Júpiter. Observações: Trânsito da sombra de Io, entre as 02:27 e as 04:41.
Trânsito de Io, entre as 03:39 e as 05:53.
Siga a Lua quase Cheia à medida que começa a noite liderando Régulo (estrela situada para baixo do nosso satélite natural). Observe a distância entre os dois astros diminuir de hora para hora.
Dia 01/03: 60.º dia do calendário gregoriano. História: Em 1870, nascia E. M. Antoniadi, astrónomo grego que ficou conhecido pelas suas observações de Marte. Foi o primeiro a apoiar a noção de canais marcianos, mas mais tarde chegou à conclusão de que era apenas uma ilusão ótica.
Em 1927, nascimento de George Abell, que catalogou 2712 enxames galáticos e determinou os números relativos de galáxias com vários brilhos intrínsecos. Morreu em 1983.
Em 1966, a sonda soviética Venera 3 colide com o planeta Vénus, tornando-se na primeira a "aterrar" na superfície de outro planeta.
Em 1980, a sonda Voyager 1 confirma a existência de Jano, uma lua de Saturno.
Em 1982, a soviética Venera 13 envia as primeiras fotografias a cores de Vénus (a Venera 14 seguiu-a 4 dias depois).
Foi lançada a 30 de outubro de 1981 e a Venera 14 a 4 de novembro de 1981.
Em 2002, lançamento da missão STS-109, com objetivo de fazer a manutenção do Telescópio Espacial Hubble. No mesmo ano, o satélite ambiental Envisat alcança com sucesso uma órbita de 800 km por cima da Terra no seu 11.º lançamento, transportando a carga mais pesada até à data, 8500 quilogramas. Observações: Ocultação de Io, entre as 00:46 e as 03:00.
Eclipse de Europa, entre as 04:32 e as 07:02.
Esta é a altura do ano que Orionte encontra-se direita a sul assim que as estrelas começam a aparecer. Com o passar da noite, e com o passar do mês, começa a sua longa inclinação para oeste.
CURIOSIDADES
Pensa-se que a expansão do Universo começou a acelerar quando entrou na era dominada pela energia escura, há aproximadamente 5 mil milhões de anos.
"ESCADA" REFINADA DO HUBBLE FORNECE EVIDÊNCIAS DE UMA NOVA FÍSICA NO UNIVERSO
Os astrónomos usaram o Telescópio Espacial Hubble da NASA para fazer as medições mais precisas da taxa de expansão do Universo desde que foi calculada pela primeira vez há quase um século. Curiosamente, os resultados estão a forçar os astrónomos a considerar que podem estar a ver evidências de algo inesperado a obrar no Universo.
Isto porque a descoberta mais recente do Hubble confirma uma discrepância incómoda que mostra que o Universo parece estar a expandir-se mais depressa, agora, do que era esperado dada a sua trajetória vista pouco depois do Big Bang. Os investigadores sugerem que pode ser necessária uma nova física para explicar a inconsistência.
"A comunidade está realmente a lutar para compreender o significado desta discrepância," realça o investigador principal e Prémio Nobel Adam Riess do STScI (Space Telescope Science Institute) e da Universidade Johns Hopkins, ambos em Baltimore, no estado norte-americano de Maryland.
Esta ilustração mostra os três passos que os astrónomos usaram para medir a expansão do Universo (constante de Hubble) com uma precisão sem precedentes, reduzindo a incerteza total até 2,3%. As medições otimizam e fortalecem a construção da "escada" de distâncias cósmicas, usada para medir distâncias precisas a galáxias próximas e distantes da Terra. O estudo mais recente do Hubble estica o número de estrelas analisadas a distâncias até 10 vezes mais para o espaço do que os resultados anteriores do Hubble.
Crédito: NASA, ESA, A. Feild (STScI) e A. Riess (STScI/JHU)
(clique na imagem para ver versão maior)
A equipa de Riess, que inclui Stefano Casertano, também do STScI e de Johns Hopkins, tem vindo a usar o Hubble ao longo dos últimos seis anos para refinar as medições das distâncias a galáxias, usando as suas estrelas como marcadores. Essas medições são usadas para calcular quão rápido o Universo se expande com o tempo, um valor conhecido como a constante de Hubble. O novo estudo da equipa estica o número de estrelas analisadas até 10 vezes a distância dos resultados anteriores do Hubble.
Mas o valor de Riess reforça a disparidade com o valor esperado e derivado das observações da expansão do Universo inicial, 378.000 anos após o Big Bang - o evento violento que formou o Universo há aproximadamente 13,8 mil milhões de anos. Estas medições foram feitas pelo satélite Planck da ESA, que mapeia o fundo cósmico de micro-ondas, uma relíquia do Big Bang. A diferença entre estes dois valores é aproximadamente de 9%. As novas medições do Hubble ajudam a reduzir as hipóteses de que a discrepância entre os dois valores é mera coincidência para 1 em 5000.
O resultado do Planck previa que o valor da constante de Hubble deveria agora ser de 67 quilómetros por segundo por megaparsec (3,3 milhões de anos-luz), e que não podia ser superior a 69 quilómetros por segundo por megaparsec. Isto significa que por cada 3,3 milhões de anos-luz que uma galáxia está de nós, move-se 67 km/s mais depressa. Mas a equipa de Riess mediu um valor de 73 km/s/Mpc, indicando que as galáxias se movem a um ritmo mais rápido do que o implícito nas observações do Universo inicial.
Os dados do Hubble são tão precisos que os astrónomos não podem descartar a diferença entre os dois resultados como erros em qualquer medição única ou método. "Ambos os resultados foram testados de várias formas, assim que a não ser que existam uma série de erros não relacionados," explica Riess, "é cada vez mais provável que não seja um 'bug', mas uma característica do Universo."
Explicando uma Discrepância Vexante
Riess delineou algumas explicações possíveis para esta discrepância, todas relacionadas com os 95% do Universo que está envolto em escuridão. Uma possibilidade é que a energia escura, já conhecida por acelerar o cosmos, pode estar a afastar as galáxias umas das outras com uma força ainda maior - ou crescente. Isto significa que a própria aceleração pode não ter um valor constante no Universo, mas mudar ao longo do tempo do Universo. Riess partilhou o Prémio Nobel pela descoberta, em 1998, da aceleração do Universo.
Outra ideia é que o Universo contém uma nova partícula subatómica que viaja perto da velocidade da luz. Estas velozes partículas são coletivamente chamadas "radiação escura" e incluem partículas anteriormente conhecidas como os neutrinos, criados em reações nucleares e decaimentos radioativos. Ao contrário de um neutrino normal, que interage por força subatómica, esta nova partícula só seria afetada pela gravidade e é apelidada de "neutrino estéril."
Ainda outra possibilidade fascinante é que a matéria escura (uma forma invisível de matéria não composta por protões, neutrões e eletrões) interage mais fortemente com a matéria normal ou com a radiação do que se julgava anteriormente.
Qualquer um destes cenários mudaria os conteúdos do Universo inicial, levando a inconsistências nos modelos teóricos. Estas inconsistências resultariam num valor incorreto para a constante de Hubble, inferido a partir de observações do cosmos jovem. Este valor seria então incompatível com o número derivado das observações do Hubble.
Riess e colegas não têm ainda quaisquer respostas para este problema vexante, mas a sua equipa continuará a trabalhar no ajuste da taxa de expansão do Universo. Até agora, a equipa de Riess, de nome SH0ES (Supernova H0 for the Equation of State), diminuiu a incerteza para 2,3%. Antes do Hubble ter sido lançado em 1990, as estimativas da constante de Hubble variavam por um fator de dois. Um dos objetivos principais do Hubble era o de ajudar os astrónomos a reduzir o valor desta incerteza até um erro de apenas 10%. Desde 2005, o grupo tem procurado aprimorar a precisão da constante de Hubble até que permita uma melhor compreensão do comportamento do Universo.
Construindo uma Forte "Escada" de Distâncias Cósmicas
A equipa conseguiu refinar o valor da constante de Hubble otimizando e fortalecendo a construção da escada de distâncias cósmicas, que os astrónomos usam para medir distâncias precisas de galáxias próximas e distantes. Os investigadores compararam essas distâncias com a expansão do espaço, conforme medido pela dilatação da luz de galáxias cada vez mais distantes. Usaram então a aparente velocidade externa das galáxias a cada distância para calcular a constante de Hubble.
Mas o valor da constante de Hubble só é tão preciso quanto a precisão das medições. Os astrónomos não podem usar uma fita métrica para medir as distâncias entre galáxias. Em vez disso, selecionaram classes especiais de estrelas e supernovas como "marcadores cósmicos" para medir com precisão as distâncias galácticas.
Entre as mais confiáveis para distâncias mais pequenas estão as variáveis Cefeidas, estrelas pulsantes que aumentam e diminuem de brilho a ritmos que correspondem ao seu brilho intrínseco. As suas distâncias, portanto, podem ser inferidas através da comparação do seu brilho intrínseco com o seu brilho aparente visto da Terra.
Estas imagens do Telescópio Espacial Hubble mostram duas das 19 galáxias analisadas num projeto para melhorar a precisão da taxa de expansão do Universo, um valor conhecido como a constante de Hubble. As composições a cores mostram NGC 3972 (esquerda) e NGC 1015 (direita), localizadas a 65 e 118 milhões de anos-luz, respetivamente. Os círculos amarelos em cada galáxia representam as localizações de estrelas pulsantes chamadas variáveis Cefeidas.
Crédito: NASA, ESA, A. Riess (STScI/JHU)
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A astrónoma Henrietta Leavitt foi a primeira a reconhecer a utilidade das variáveis Cefeidas para medir distâncias em 1913. Mas o primeiro passo é medir as distâncias às Cefeidas independentemente do seu brilho, usando uma ferramenta básica de geometria chamada paralaxe. A paralaxe é a mudança aparente na posição de um objeto devido a uma alteração do ponto de vista de um observador. Esta técnica foi inventada pelos antigos Gregos que a usaram para medir a distância da Terra à Lua.
O resultado mais recente do Hubble é baseado em medições da paralaxe de oito Cefeidas recém-analisadas na nossa Via Láctea. Estas estrelas estão cerca de 10 vezes mais distantes do que as estudadas anteriormente, residindo a 6000-12.000 anos-luz da Terra, o que as torna mais difíceis de medir. Pulsam a intervalos mais longos, tal como as Cefeidas observadas pelo Hubble em galáxias distantes que contêm outra "régua" confiável, explosões estelares chamadas supernovas do Tipo Ia. Este tipo de supernova explode com um brilho uniforme e é brilhante o suficiente para ser observado relativamente longe. As observações anteriores do Hubble estudaram 10 cefeidas que piscam mais depressa localizadas a 300-1600 anos-luz da Terra.
Examinando as Estrelas
Para medir a paralaxe com o Hubble, a equipa teve que avaliar a pequena, mas aparente oscilação das Cefeidas devido ao movimento da Terra em torno do Sol. Estas oscilações têm aproximadamente 1/100 do tamanho de um único pixel na câmara do telescópio, equivalentes ao tamanho aparente de um grão de areia a 160,9 km de distância.
Portanto, para garantir a precisão das medições, os astrónomos desenvolveram um método inteligente que não tinha sido previsto aquando do lançamento do Hubble. Os cientistas inventaram uma técnica de varrimento na qual o telescópio media a posição de uma estrela mil vezes por minuto a cada seis meses durante quatro anos.
A equipa calibrou o brilho verdadeiro das oito estrelas que pulsam lentamente e cruzou-as com as suas primas mais distantes a fim de encolher as imprecisões na sua escada de distâncias. Os investigadores compararam então o brilho das Cefeidas e das supernovas nessas galáxias com maior confiança, para que pudessem medir com mais firmeza o brilho verdadeiro das estrelas e, portanto, calcular distâncias a centenas de supernovas em galáxias distantes com maior precisão.
Outra vantagem deste estudo é que a equipa usou o mesmo instrumento, o WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble, para calibrar as luminosidades tanto das Cefeidas próximas como daquelas noutras galáxias, eliminando os erros sistemáticos que são inevitavelmente introduzidos quando comparando medições obtidas por diferentes telescópios.
"Normalmente, se a cada seis meses tentarmos medir a mudança na posição de uma estrela em relação a uma segunda a estas distâncias, estamos limitados pela capacidade em descobrir exatamente onde está a estrela," explicou Casertano. Usando a nova técnica, o Hubble move-se lentamente através de um alvo estelar e capta a imagem como uma linha de luz. "Este método permite oportunidades repetidas para medir os deslocamentos extremamente pequenos devido à paralaxe," acrescenta Riess. "Estamos a medir a separação entre duas estrelas, não apenas num local na câmara, mas repetidamente durante milhares de vezes, reduzindo os erros nas medições."
O objetivo da equipa é reduzir ainda mais a incerteza usando dados do Hubble e do observatório espacial Gaia da ESA, que irá medir as posições e distâncias de estrelas com uma precisão sem precedentes. "Esta precisão é o que será necessário para diagnosticar a causa desta discrepância," explica Casertano.
Os resultados da equipa foram aceites para publicação na revista The Astrophysical Journal.
SDO DA NASA REVELA COMO UMA JAULA MAGNÉTICA NO SOL PÁRA UMA ERUPÇÃO SOLAR
Uma nova investigação que usa dados da NASA mostra que uma dramática luta pelo poder à superfície do Sol está no cerne das erupções solares. O trabalho destaca o papel da paisagem magnética do Sol, ou topologia, no desenvolvimento de erupções solares que podem desencadear eventos meteorológicos espaciais em torno da Terra.
Os cientistas, liderados por Tahar Amari, astrofísico do Centro de Física Teórica da Escola Politécnica em Palaiseau Cedex, França, tiveram em conta as proeminências solares, explosões intensas de radiação e luz. Muitas proeminências solares são seguidas por uma ejeção de massa coronal, ou EMC, uma enorme erupção em forma de material de material solar e campos magnéticos, mas algumas não são - o que diferencia as duas situações não é claramente entendido.
Usando dados da SDO (Solar Dynamics Observatory) da NASA, os cientistas examinaram um grupo de manchas solares com o tamanho de Júpiter em outubro em 2014, uma área de campos magnéticos complexos, muitas vezes o local da atividade solar. Este foi o maior grupo dos últimos dois ciclos solares e uma região altamente ativa. Apesar das erupções parecerem ideais para uma erupção, a região nunca produziu uma grande EMC na sua jornada através do Sol. No entanto, emitiu uma poderosa proeminência de classe X. O que determina, inquiriram os cientistas, se uma proeminência está associada com uma EMC?
No dia 24 de outubro de 2014, a sonda SDO da NASA observou uma proeminência de classe X entrar em erupção a partir de um grupo de manchas solares com o tamanho de Júpiter.
Crédito: Tahar Amari et al./Centro de Física Teórica/Escola Politécnica/Goddard da NASA/Joy Ng
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A equipa de cientistas incluiu observações da missão SDO de campos magnéticos na superfície do Sol em modelos poderosos que calculam o campo magnético na coroa do Sol, ou atmosfera superior, e examinou como evoluiu no tempo imediatamente antes da proeminência. O modelo revela uma batalha entre duas estruturas magnéticas fundamentais: uma corda magnética torcida - conhecida por estar associada com o início das EMCs - e uma jaula densa de campos magnéticos que cobrem a corda.
Os cientistas descobriram que esta jaula magnética impediu fisicamente com que a EMC entrasse em erupção naquele dia. Poucas horas antes da proeminência, a rotação natural da mancha solar revirou a corda magnética e cresceu cada vez mais torcida e instável, como um elástico bem enrolado. Mas a corda nunca entrou em erupção a partir da superfície: o seu modelo demonstra que não teve energia suficiente para romper a jaula. No entanto, foi volátil o suficiente para atacar parte da jaula, desencadeando a forte proeminência solar.
Nesta série de imagens, a corda magnética, em azul, cresce cada vez mais torcida e instável. Mas nunca entra em erupção a partir da superfície do Sol: o modelo demonstra que a corda não teve energia suficiente para romper a jaula magnética, a amarelo.
Crédito: Tahar Amari et al./Centro de Física Teórica/Escola Politécnica/Goddard da NASA/Joy Ng
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Ao mudarem as condições da jaula no seu modelo, os cientistas descobriram que se a jaula tivesse sido mais fraca naquele dia, uma grande EMC teria entrado em erupção no dia 24 de outubro de 2014. O grupo está interessado em desenvolver o seu modelo para estudar como o conflito entre a jaula magnética e a corda se desenrola noutras erupções. Os seus achados estão resumidos num artigo publicado na revista Nature no dia 8 de fevereiro de 2018.
"Nós conseguimos seguir a evolução de uma região ativa, prever a probabilidade de erupção e calcular a quantidade máxima de energia que a erupção pode libertar," comenta Amari. "Este é um método prático que pode tornar-se importante na previsão da meteorologia do espaço à medida que as capacidades computacionais aumentam."
AFINAL, A ÁGUA NA LUA PARECE ESTAR AMPLAMENTE DISTRIBUÍDA E IMOBILIZADA
Uma nova análise de dados de duas missões lunares desvendou evidências de que a água da Lua está amplamente distribuída pela superfície e não se limita a uma determinada região ou tipo de terreno. A água parece estar presente dia e noite, embora não seja necessariamente e facilmente acessível.
As descobertas podem ajudar os investigadores a compreender a origem da água da Lua e quão fácil seria usá-la como recurso. Se a Lua tiver água suficiente, e se tiver um acesso razoavelmente conveniente, os exploradores do futuro poderão usá-la como água potável ou convertê-la em hidrogénio e oxigénio para combustível ou oxigénio para respirarem.
"Nós achamos que não importa a que horas do dia ou para que latitude olhemos, o sinal que indica água parece estar sempre presente," realça Joshua Bandfield, investigador sénior do SSI (Space Science Institute) em Boulder, no estado norte-americano do Colorado, autor principal do novo estudo publicado na revista Nature Geoscience. "A presença de água não parece depender da composição da superfície e a água aí permanece."
Se a Lua tiver água suficiente, e se tiver um acesso razoavelmente conveniente, os exploradores do futuro poderão usá-la como recurso.
Crédito: Centro de Voo Espacial Goddard da NASA
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Os resultados contradizem alguns estudos anteriores, que sugeriram a deteção de mais água às latitudes polares da Lua e que a força do sinal de água sobe e desce de acordo com o dia lunar (29,5 dias terrestres). Com estes dados em mente, alguns cientistas propuseram que as moléculas de água podem "saltitar" através da superfície lunar até que entram em armadilhas frias em recantos escuros das crateras perto dos polos norte e sul. Na ciência planetária, uma armadilha fria é uma região tão fria que o vapor de água e outros voláteis que entram contato com a superfície permanecem estáveis por um longo período de tempo, talvez até vários milhares de milhões de anos.
Os debates continuam devido às subtilezas de como a deteção foi alcançada até agora. A evidência principal veio de instrumentos remotos que mediram a força da luz solar refletida da superfície lunar. Quando a água está presente, instrumentos como estes captam uma impressão digital espectral em comprimentos de onda perto dos 3 micrómetros, situados para lá do visível no reino da radiação infravermelha.
Mas a superfície da Lua também pode ficar quente o suficiente para "brilhar", ou emitir a sua própria luz, na região infravermelha do espectro. O desafio é desembaraçar esta mistura de luz refletida e emitida. Para as separar, os astrónomos precisam de ter informações muito precisas da temperatura.
Bandfield e colegas desenvolveram um novo método para incorporar informações de temperatura, criando um modelo detalhado a partir de medições obtidas com o instrumento Diviner a bordo da sonda LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) da NASA. A equipa aplicou este modelo de temperatura aos dados recolhidos anteriormente pelo M3 (Moon Mineralogy Mapper), um espectrómetro visível e infravermelho que o JPL da NASA forneceu ao orbitador Chandrayaan-1 da Índia.
O novo achado de água generalizada e relativamente imóvel sugere que pode estar presente principalmente como OH, um parente mais reativo do H2O constituído por um átomo de oxigénio e um átomo de hidrogénio. OH, também chamado hidroxilo, não fica sozinho por muito tempo, preferindo atacar moléculas ou fixar-se quimicamente a elas. Por conseguinte, o hidroxilo teria que ser extraído de minerais para ser utilizado.
A investigação também sugere que qualquer H2O presente na Lua não está ligado ligeiramente à superfície.
"Ao colocar alguns limites na mobilidade da água ou do OH na superfície, podemos ajudar a restringir a quantidade de água que pode alcançar as armadilhas frias nas regiões polares," comenta Michael Poston do SwRI (Southwest Research Institute) em San Antonio, Texas.
Determinar o que acontece na Lua também pode ajudar os investigadores a compreender as fontes da água e o seu armazenamento a longo prazo noutros corpos rochosos por todo o Sistema Solar.
Os cientistas estão ainda a discutir o que os resultados contam sobre a fonte da água da Lua. Os resultados apontam para que o OH e/ou o H2O sejam criados pelo vento solar ao atingir a superfície lunar, embora a equipa não descarte que o OH e/ou o H2O sejam originários da própria Lua, libertados lentamente do interior de minerais onde estiveram presos desde a formação da Lua.
"Alguns destes problemas científicos são muito, muito complexos, e apenas por meio de múltiplos recursos de diferentes missões somos capazes de aperfeiçoar uma resposta," acrescenta John Keller, cientista do projeto LRO do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, no estado norte-americano de Maryland.
Estrelas em redor da Via Láctea: invasores espaciais cósmicos ou vítimas de expulsão galáctica? (via Universidade Comunitária de LaGuardia)
Astrónomos investigaram uma pequena população de estrelas no halo da Via Láctea, descobrindo que a sua composição química é bastante parecida com as do Disco Galáctico. Esta semelhança fornece evidências convincentes de que estas estrelas tiveram origem no disco, em vez de galáxias anãs fundidas. Pensa-se que a razão para esta migração estelar, teoricamente, sejam oscilações propostas do disco da Via Láctea como um todo, induzidas pela interação de marés da Via Láctea com uma massiva galáxia satélite. Ler fonte
ÁLBUM DE FOTOGRAFIAS - AE Aurigae e a Nebulosa da Estrela Flamejante
(clique na imagem para ver versão maior)
Crédito: Martin Pugh
Porque é que AE Aurigae é chamada de estrela flamejante? Para começar, a nebulosa circundante, IC 405, tem o nome de Nebulosa da Estrela Flamejante porque a região parece abrigar fumo, embora nada esteja a arder, incluindo a estrela AE Aurigae no interior. O fogo, tipicamente definido como a rápida aquisição molecular de oxigénio, acontece apenas quando existe oxigénio suficiente presente e não é importante em ambientes altamente energéticos com baixas quantidades de oxigénio como este. O material que parece fumo é na maioria hidrogénio interestelar, mas contém filamentos escuros parecidos com fumo que são na realidade grãos de poeira ricos em carbono. A brilhante estrela AE Aurigae, visível perto do centro da nebulosa, é tão quente que brilha com tons azuis, emitindo luz tão energética que expulsa eletrões dos átomos no gás em redor. Quando um átomo recaptura um eletrão, emite luz, criando a nebulosa de emissão. A Nebulosa da Estrela Flamejante situa-se a cerca de 1500 anos-luz de distância, abrange cerca de 5 anos-luz e é visível através de um pequeno telescópio na direção da constelação de Cocheiro.
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