Dia 07/07: 189.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1959, Vénus oculta a estrela Régulo. Este evento raro é usado para determinar o diâmetro de Vénus e a estrutura da atmosfera venusiana.
Em 1988, era lançada a sonda soviética Phobos 1.
Infelizmente a sonda perdeu-se no caminho até Marte devido a uma má atualização do software a 29/30 de agosto. Este erro impediu o alinhamento correto dos painéis solares com o Sol, o que esgotou a bateria.
Em 2003, lançamento do rover Opportunity da NASA, a bordo de um foguetão Delta II.
Em 2015, a sonda New Horizons capta uma fotografia de Plutão a 12,8 milhões de quilómetros e descobre o seu "coração". Observações: Conhece as três duplas do topo de Escorpião? A cabeça da constelação de Escorpião - a fila quase vertical de três estrelas para cima e para a direita de Antares - está alta a sul por estas noites. A estrela de cima é Beta Scorpii ou Graffias, uma boa estrela dupla para telescópios.
A apenas 1º para baixo ou para baixo e para a esquerda (uma ponta de um dedo à distância do braço esticado) está o par largo Omega^1 e Omega^2 Scorpii, visível a olho nu, quase na vertical. Têm ambas magnitude 4. Os binóculos mostram a sua ligeira diferença de cor; são do tipo espectral B9 e G2.
Para cima e para a esquerda de Beta, a cerca de 1,6º, está Nu Scorpii (Jabbah), outro bom duplo telescópico. Ou melhor, triplo. Um alto poder de ampliação e um céu limpo e escuro revelam que o componente mais brilhante de Nu é ele próprio uma estrela dupla, com uma separação de 2 segundos de arco.
Dia 08/07: 190.º dia do calendário gregoriano. História: Em 2011, o vaivém espacial Atlantis é lançado na sua missão final. Observações: Durante o fim destes longos crepúsculos de verão, observe o céu perto do horizonte a noroeste e a norte. Será que reconheceria nuvens noctilucentes se as visse? São o tipo mais astronómico de nuvem, formadas a partir de poeira de meteoros bem alto na atmosfera superior. São relativamente raras, embora se estejam a tornar mais comuns nas últimas décadas devido a mudanças na atmosfera da Terra.
Esta é a altura do ano em que as duas estrelas mais brilhantes do verão, Arcturo e Vega, estão à mesma altura ao cair da noite. Arcturo está a sudoeste do zénite, Vega a este.
Arcturo e Vega estão a 37 e 25 anos-luz de distância, respetivamente. Representam os dois tipos mais comuns de estrela visível a olho nu: uma gigante K amarelo-alaranjada e uma estrela A de sequência principal. São 150 e 50 vezes mais brilhantes que o Sol, respetivamente - que, em combinação com a sua proximidade, é a razão porque dominam o céu noturno.
Dia 09/07: 191.º dia do calendário gregoriano. História: Em 1911, nascia John Archibald Wheeler, físico teórico americano que popularizou o termo "buraco negro" e "buraco de minhoca".
Em 1979, a sonda Voyager 2 efetuava o seu "flyby" por Júpiter.
A descoberta de atividade vulcânica no satélite Io foi provavelmente a maior descoberta desta passagem. Observações: Trânsito da sombra de Io, entre as 01:05 e as 03:24.
Trânsito de Io, entre as 01:12 e as 03:31.
Após o cair da noite, a estrela mais baixa do Triângulo de Verão brilha alta a este-sudeste. É Altair, a três ou quatro punhos à distância do braço esticado para baixo e para a direita de Vega e da mais ténue Deneb. Antes da Lua nascer e iluminar o céu, olhe para a esquerda de Altair, a pouco mais de um punho à distância do braço esticado, em busca da pequena constelação de Golfinho.
Eclipse de Io, entre as 22:14 e as 00:36 (já de dia 10).
Ocultação de Io, entre as 22:22 e as
00:41 (já de dia 11).
Investigadores descobrem origem e massa máxima de buracos negros observados por detetores de ondas gravitacionais
Diagrama esquemático do percurso evolutivo de buraco negro binário para GW170729. Uma estrela com menos de 80 massas solares evolui e desenvolve-se numa supernova de colapso de núcleo. A estrela não sofre instabilidade de par, de modo que não há uma ejeção significativa de massa por pulsação. Depois da estrela formar um núcleo massivo de ferro, colapsa sob a sua própria gravidade e forma um buraco negro abaixo das 38 massas solares. Uma estrela entre 80 e 140 massas solares evolui e transforma-se numa supernova por instabilidade de par pulsante. Depois da estrela formar um núcleo massivo de carbono-oxigénio, o núcleo sofre uma criação catastrófica de pares eletrão-positrão. Isto estimula uma forte pulsação e ejeção parcial dos materiais estelares. Os materiais ejetados formam a nuvem que envolve a estrela. Depois, a estrela continua a evoluir forma um núcleo massivo de ferro, que colapsa de maneira semelhante a uma supernova comum de colapso de núcleo, mas com um buraco negro com massa final entre 38 e 52 massas solares. Estes dois caminhos podem explicar a origem das massas dos buracos negros binários detetados no evento de ondas gravitacionais GW170729.
Crédito: Shing-Chi Leung et al./Instituto Kavli para Física e Matemática do Universo
Através de simulações de uma estrela moribunda, uma equipa de físicos teóricos descobriu a origem evolutiva e a massa máxima de buracos negros que são descobertos graças à deteção de ondas gravitacionais.
A excitante descoberta de ondas gravitacionais com o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) e com o Virgo mostrou a presença de buracos negros em sistemas binários íntimos.
As massas dos buracos negros observados foram medidas antes da fusão e resultaram numa massa muito maior do que o esperado anteriormente, cerca de 10 vezes a massa do Sol (massa solar). Num destes eventos, GW170729, a massa observada de um buraco negro, antes da fusão, é na relidade tão grande quanto 50 massas solares. Mas não está claro que tipo de estrela pode formar um buraco negro tão massivo, ou qual a massa máxima para um buraco negro observado pelos detetores de ondas gravitacionais.
Para responder a esta pergunta, uma equipa de investigação do Instituto Kavli para Física e Matemática do Universo estudou o estágio final da evolução de estrelas muito massivas, em particular com 80 a 130 massas solares, em sistemas binários íntimos. O seu achado está ilustrado nos desenhos (a-e) e nos gráficos.
Simulação: processo evolutivo de uma supernova por instabilidade de par pulsante.
Crédito: Shing-Chi Leung et al.
Em sistemas binários íntimos, inicialmente estrelas com 80 a 130 massas solares perdem o seu invólucro rico em hidrogénio e tornam-se estrelas de hélio com 40 a 65 massas solares. Quando as estrelas com massa inicial entre 80 e 130 vezes a do Sol formam núcleos ricos em oxigénio, as estrelas sofrem pulsação dinâmica, porque a temperatura no interior estelar torna-se alta o suficiente para que os fotões sejam convertidos em pares eletrão-positrão. Esta "criação de pares" torna o núcleo instável e acelera a contração para o colapso (ilustração b).
Na estrela supercomprimida, o oxigénio é queimado explosivamente. Isto desencadeia um salto de colapso e em seguida uma rápida expansão da estrela. Uma parte da camada estelar externa é expelida, enquanto a parte mais interna arrefece e colapsa novamente (ilustração c). A pulsação (colapso e expansão) repete-se até que o oxigénio se esgote (ilustração d). Este processo é chamado "instabilidade de par pulsante" (PPI - "pulsational pair-instability"). A estrela forma um núcleo de ferro e colapsa finalmente para um buraco negro, o que desencadeia a explosão de supernova (ilustração e), chamada supernova-PPI (PPSISN).
A linha vermelha mostra a evolução da temperatura e da densidade no centro da estrela com massa inicial equivalente a 120 sóis. As setas mostram a direção do tempo. A estrela pulsa (isto é, contrai e expande-se duas vezes), como #1 e #2 assinalam e colapsa finalmente ao longo da linha parecida à de uma estrela com 25 massas solares (linha azul clara: CCSN significa supernova de colapso de núcleo). A linha azul escura mostra a contração e a expansão final de uma estrela com 200 massas solares que é perturbada completamente e que não deixa nenhum buraco negro para trás (PISN significa supernova por instabilidade par). A área superior esquerda delineada pela linha preta é a região onde uma estrela é dinamicamente instável.
Crédito: Shing-Chi Leung et al.
Ao calcularem várias destas pulsações e ejeções associadas de massa até ao colapso da estrela e formação do buraco negro, a equipa descobriu que a massa máxima de um buraco negro formado a partir de uma supernova-PPI (supernova por instabilidade de par pulsante) é de 52 massas solares.
As estrelas inicialmente mais massivas do que 130 massas solares (que formam estrelas de hélio com mais de 65 massas solares) passam por uma "supernova por instabilidade de par" devido à queima explosiva de oxigénio, que interrompe completamente a estrela sem nenhum remanescente de buraco negro. As estrelas acima das 300 massas solares colapsam e podem formar um buraco negro mais massivo do que aproximadamente 150 massas solares.
A linha vermelha (que liga os pontos da simulação) mostra a massa do buraco negro formado após a supernova por instabilidade de par pulsante (PPISN) contra a massa estelar inicial. As linhas tracejadas vermelha e preta mostra massa do núcleo de hélio que resta no sistema binário. A linha vermelha é mais baixa do que a linha tracejada porque parte da massa é perdida do núcleo por perda de massa pulsante (a supernova por instabilidade de par, PISN, explode completamente sem deixar remanescente). O pico da linha vermelha dá a massa máxima, 52 massas solares, do buraco negro observado graças às ondas gravitacionais.
Crédito: Shing-Chi Leung et al.
Os resultados acima preveem a existência de uma "lacuna de massa" na massa do buraco negro entre 52 e aproximadamente 150 massas solares. Os resultados significam que o buraco negro com 50 massas solares em GW170729 é provavelmente o remanescente de uma supernova por instabilidade de par pulsacional.
O resultado também prevê que um meio circum-estelar massivo seja formado pela perda de massa pulsacional, de modo que a explosão de supernova associada com a formação do buraco negro induzirá a colisão do material ejetado com o material circum-estelar para se tornar uma supernova superluminosa. Os futuros sinais de ondas gravitacionais vão fornecer uma base sobre a qual estas previsões teóricas podem ser testadas.
As massas de um par de buracos negros (indicados pela mesma cor) cuja fusão produziu ondas gravitacionais detetadas pelo LIGO e pelo Virgo (os eventos GW150914 a GW170823 indicam ano-mês-dia). A caixa delineada entre as 38 e 52 massas solares é a gama de massa remanescente produzida pela supernova por instabilidade de par pulsante. As massas dos buracos negros que se situam neste intervaloe de massas devem ter uma origem de supernova-PPI antes do colapso. Abaixo das 38 massas solares, os buracos negros formados pelo colapso do núcleo de uma estrela massiva. Além de GW170729, GW170823 é também candidato a PPISN no limite inferior de massas.
Crédito: Shing-Chi Leung et al.
Radar sugere que a Lua é mais metálica do que se pensava
Esta imagem, com base em dados da sonda LRO da NASA, mostra a face da Lua como a vemos da Terra. Quanto mais aprendermos sobre o nosso vizinho mais próximo, mais podemos começar a entender a Lua como um lugar dinâmico com recursos úteis que um dia podem suportar presença humana.
Crédito: NASA/GSFC/Universidade Estatal do Arizona
O que começou como uma caça ao gelo escondido nas crateras polares lunares transformou-se numa descoberta inesperada que pode ajudar a esclarecer uma história "lamacenta" sobre a formação da Lua.
Os membros da equipa do instrumento Mini-RF (Miniature Radio Frequency) na sonda LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) da NASA encontraram novas evidências de que a subsuperfície da Lua pode ser mais rica em metais, como ferro e titânio, do que os investigadores pensavam. Esta descoberta, publicada dia 1 de julho na revista Earth and Planetary Science Letters, pode ajudar a estabelecer uma ligação mais clara entre a Terra e a Lua.
"A missão LRO e o seu instrumento de radar continuam a surpreender-nos com novas ideias sobre as origens e sobre a complexidade do nosso vizinho mais próximo," disse Wes Patterson, investigador principal do Mini-RF do Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins em Laurel, no estado norte-americano de Maryland, coautor do estudo.
Evidências substanciais apontam para a Lua como o produto de uma colisão entre um protoplaneta do tamanho de Marte e a jovem Terra, formando-se a partir do colapso gravitacional da restante nuvem de detritos. Consequentemente, a composição química da Lua assemelha-se à da Terra.
No entanto, observando em detalhe a composição química da Lua, essa história torna-se menos clara. Por exemplo, nas planícies brilhantes da superfície da Lua, chamadas terras altas lunares, as rochas contêm quantidades mais pequenas de minerais contendo metais em comparação com a Terra. Esta descoberta podia ser explicada se a Terra tivesse se diferenciado completamente num núcleo, manto e crosta antes do impacto, deixando a Lua em grande parte pobre em metais. Mas quando nos debruçamos sobre os mares lunares - as planícies grandes e mais escuras - a abundância de metais torna-se mais rica do que muitas rochas na Terra.
Esta discrepância intrigou os cientistas, levando a inúmeras perguntas e hipóteses sobre o quanto o protoplaneta impactante pode ter contribuído para as diferenças. A equipa do Mini-RF encontrou um padrão curioso que pode levar a uma resposta.
Usando o Mini-RF, os investigadores procuraram medir uma propriedade elétrica no solo lunar empilhado no chão de crateras no hemisfério norte da Lua. Esta propriedade elétrica é conhecida como constante dielétrica, um número que compara as capacidades relativas de um material e o vácuo do espaço para transmitir campos elétricos, e pode ajudar a localizar gelo escondido nas sombras das crateras. A equipa, no entanto, percebeu que esta propriedade aumentava com o tamanho das crateras.
Para crateras com aproximadamente 2 a 5 km de diâmetro, a constante dielétrica do material aumentava constantemente à medida que as crateras cresciam, mas para crateras com 5 a 20 km de diâmetro, a propriedade permanecia constante.
"Foi uma relação surpreendente que não tínhamos motivo para acreditar que existisse," disse Essam Heggy, coinvestigador das experiências Mini-RF da Universidade do Sul da Califórnia em Los Angeles e autor principal do artigo publicado.
A descoberta deste padrão abriu a porta para uma nova possibilidade. Como os meteoros que formam crateras maiores também escavam mais fundo na subsuperfície da Lua, a equipa argumentou que a constante dielétrica crescente da poeira nas crateras maiores podia ser o resultado de meteoros que escavam óxidos de ferro e titânio situados abaixo da superfície. As propriedades dielétricas estão diretamente ligadas à concentração desses minerais metálicos.
Se a sua hipótese estivesse correta, isso significaria que apenas as primeiras centenas de metros da superfície da Lua são escassas em óxidos de ferro e titânio, mas abaixo da superfície, há um aumento constante até um tesouro rico e inesperado.
Comparando imagens de radar do chão de crateras obtidas pelo Mini-RF com mapas de óxido de metais do instrumento Wide-Angle Camera da LRO, da missão japonesa Kaguya e da Lunar Prospector da NASA, a equipa encontrou exatamente o que suspeitava. As crateras maiores, com o seu material dielétrico maior, também eram mais ricas em metais, sugerindo que mais óxidos de ferro e titânio haviam sido escavados das profundidades de 0,5 a 2 km do que das profundidades 0,2 a 0,5 km do subsolo lunar.
"Este empolgante resultado do Mini-RF mostra que, mesmo após 11 anos de operação na Lua, ainda estamos a fazer novas descobertas sobre a história antiga do nosso vizinho mais próximo," disse Noah Petro, cientista do projeto LRO do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, Maryland. "Os dados do Mini-RF são incrivelmente valiosos e contam-nos mais sobre as propriedades da superfície lunar, mas usamos estes dados para inferir o que ocorreu há mais de 4,5 mil milhões de anos!"
Estes resultados seguem evidências recentes da missão GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) da NASA, que sugere que uma massa significativa de material denso existe apenas algumas dezenas a centenas de quilómetros abaixo da enorme bacia do Polo Sul-Aitken da Lua, indicando que os materiais densos não estão distribuídos uniformemente no subsolo lunar.
A equipa enfatiza que o novo estudo não pode responder diretamente às questões pendentes sobre a formação da Lua, mas reduz a incerteza na distribuição dos óxidos de ferro e titânio na subsuperfície lunar e fornece evidências críticas necessárias para melhor entender a formação da Lua e a sua ligação com a Terra.
"Realmente levanta a questão do que isso significa para as nossas anteriores hipóteses de formação," disse Heggy.
Ansiosos por mais descobertas, os cientistas já começaram a examinar o chão de crateras no hemisfério sul da Lua para ver se existem aí as mesmas tendências.
Impressão de artista do Gaia a mapear as estrelas da Via Láctea.
Crédito: ESA/ATG medialab; fundo - ESO/S. Brunier
O observatório espacial Gaia da ESA é uma missão ambiciosa que tem o objetivo de construir um mapa tridimensional da nossa Galáxia, fazendo medições de alta precisão de mais de mil milhões de estrelas. No entanto, na sua jornada para mapear sóis distantes, o Gaia está a revolucionar um campo científico muito mais perto de casa. Ao mapear com precisão as estrelas, está a ajudar os investigadores a rastrear asteroides perdidos.
Usando estrelas para avistar asteroides
O Gaia mapeia a Galáxia "varrendo" repetidamente o céu inteiro. Ao longo da sua missão planeada, observou cada uma das suas mais de mil milhões de estrelas alvo aproximadamente 70 vezes para estudar como a sua posição e brilho mudam ao longo do tempo.
As estrelas estão tão distantes da Terra que os seus movimentos entre imagens são muito pequenos, por isso o Gaia tem que medir as suas posições com grande precisão a fim de perceber uma diferença. No entanto, às vezes o Gaia vê fontes de luz fracas que se movem consideravelmente de uma imagem de uma determinada região do céu para a seguinte, ou são avistadas apenas numa única imagem antes de desaparecerem.
Para percorrer o campo de visão do Gaia tão rapidamente, estes objetos devem estar localizados muito mais perto da Terra.
Ao verificar as posições destes objetos em relação aos catálogos de corpos conhecidos do Sistema Solar, determina-se que muitos destes objetos são asteroides conhecidos. Alguns, no entanto, são identificados como potencialmente novas deteções e são seguidos pela comunidade astronómica através da Rede de Acompanhamento Gaia para Objetos do Sistema Solar. Graça a este processo, o Gaia descobriu com sucesso novos asteroides.
Estas seis imagens mostram o asteroide Gaia-606 (indicado pela seta) no dia 26 de outubro de 2016. Estas imagens correspondem a um período de pouco mais que 18 minutos e foram captadas no Observatoire de Haute Provence, sul da França por William Thuillot, Vincent Robert e Nicolas Thouvenin (Observatório de Paris/IMCCE).
Gaia-606 foi descoberto em outubro de 2016 quando o Gaia notou a presença de uma fonte móvel e fraca nesta região do céu. Gaia-606 tem agora o nome 2016 UV56.
A estrela mais próxima do asteroide é USNO-A2-1125-19276564. Norte é para cima, este para a esquerda.
Crédito: Observatoire de Haute Provence & IMCCE
Perdidos e achados
Estas observações diretas de asteroides são importantes para os cientistas do Sistema Solar. No entanto, as medições altamente precisas das posições das estrelas pelo Gaia fornecem ainda outra vantagem mais impactante, mas indireta, para o rastreamento de asteroides.
"Quando observamos um asteroide, observamos o seu movimento em relação às estrelas de fundo para determinar a sua trajetória e prever onde estará no futuro," diz Marco Micheli, do NEOCC (Near-Earth Object Coordination Centre) da ESA. "Isto significa que, quanto mais precisamente conhecemos as posições das estrelas, mais confiável é a determinação da órbita de um asteroide que passa à sua frente."
Em colaboração com o ESO, a equipa de Marco participou numa campanha de observações visando 2012 TC4, um pequeno asteroide que deveria passar perto da Terra. Infelizmente, desde que o asteroide foi avistado pela primeira vez em 2012 que se tornou cada vez mais fraco à medida que se afastava da Terra, tornando-se finalmente inobservável. O local em que apareceria no céu, durante a próxima campanha, não era bem conhecido.
"A possível região do céu onde o asteroide podia aparecer era maior do que a área que o telescópio podia observar ao mesmo tempo," diz Marco. "Portanto, tivemos que encontrar uma maneira de melhorar a nossa previsão da posição do asteroide."
"Debrucei-me sobre as observações iniciais de 2012. O Gaia desde então fez medições mais precisas das posições de algumas estrelas de fundo das imagens, e usei-as para atualizar a nossa compreensão da trajetória do asteroide e para prever onde apareceria."
"Apontámos o telescópio para a área prevista do céu usando os dados do Gaia e encontrámos o asteroide na nossa primeira tentativa."
"O nosso próximo objetivo era medir com precisão a posição do asteroide, mas tínhamos muito poucas estrelas na nossa imagem para usar como referência. Havia 17 estrelas listadas num catálogo mais antigo e apenas quatro estrelas medidas pelo Gaia. Fiz cálculos usando os dois conjuntos de dados."
"No final do ano, quando o asteroide foi observado várias vezes por outras equipas e a sua trajetória era mais conhecida, ficou claro que as medições que fiz usando apenas quatro estrelas do Gaia eram muito mais precisas do que as que usavam as 17 estrelas. Isto foi realmente incrível."
Mantendo a Terra segura
Esta mesma técnica está a ser aplicada a asteroides que nunca foram perdidos, permitindo que os investigadores usem dados do Gaia para determinar as suas trajetórias e propriedades físicas com a mais alta precisão até agora.
Isto ajuda-os a atualizar os modelos populacionais de asteroides e a aprofundar a nossa compreensão de como as órbitas dos asteroides se desenvolvem, por exemplo, medindo efeitos dinâmicos subtis que desempenham um papel fundamental na inserção de pequenos asteroides em órbitas que os colocam em rota de colisão com a Terra.
Dançando com a luz do Sol
Para fazer medições tão precisas das posições de outras estrelas, o Gaia tem um relacionamento complicado com a nossa própria estrela.
O Gaia orbita no segundo ponto de Lagrange, L2, do sistema Sol-Terra. Esta posição mantém o Sol, a Terra e a Lua todos por trás do Gaia, permitindo observar uma grande parte do céu sem a sua interferência. Também está num ambiente de radiação térmica uniforme e mantém uma temperatura estável.
No entanto, o Gaia não pode cair na sombra da Terra, pois a espaçonave ainda depende da energia solar. Dado que a órbita no ponto L2 é instável, pequenos distúrbios podem acumular-se e encaminhar a sonda para um eclipse.
Posicionado no segundo ponto de Lagrange, o Gaia é capaz de evitar cair na sombra da Terra.
Crédito: ESA
A equipa de controle de voo do Gaia no centro de missões ESOC da ESA em Darmstadtm, Alemanha, é responsável por fazer correções na trajetória da nave a fim de mantê-la na órbita correta e fora da sombra da Terra. Garantem que o Gaia continua a ser uma das naves espaciais mais estáveis e precisas de todos os tempos. No dia 16 de julho de 2019, a equipa executou com sucesso uma manobra crucial para evitar eclipses, movendo o Gaia para a fase estendida da sua missão e permitindo que continue a examinar o céu por mais alguns anos.
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