Dia 07/01: 7.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1610, Galileu Galilei observava pela primeira vez as quatro maiores luas de Júpiter, Ganimedes, Calisto, Io e Europa, mas só é capaz de discernir as últimas duas no dia seguinte.
Em 1968, lançamento da Surveyor 7, a última do programa Surveyor.
Em 1985, a agência espacial japonesa, JAXA, lança a Sakigake, a primeira sonda interplanetária lançada por um país que não os Estados Unidos ou a União Soviética.
Em 1998, era lançada a Lunar Prospector. Observações: À hora de jantar, o enorme complexo de Andrómeda- Pégaso começa perto do zénite e desce até oeste.
Perto do zénite, aviste o pé de Andrómeda: a estrela de segunda magnitude, Gamma Andromedae (Almach), ligeiramente alaranjada. Andrómeda encontra-se de cabeça para baixo. A estrela que corresponde à sua cabeça (a estrela de segunda magnitude Alpheratz) é o canto do topo do Grande Quadrado de Pégaso. Para baixo do canto inferior do Quadrado situam-se as estrelas que correspondem ao pescoço e cabeça de Pégaso, terminando no seu nariz: Enif, de magnitude 2, também ligeiramente alaranjada.
Dia 08/01: 8.º dia do calendário gregoriano. História: Em 1587 nascia Johann(es) Fabricius, astrónomo alemão, descobridor das manchas solares (em 1610), independentemente de Galileu.
Em 1942 nascia Stephen Hawking, físico teórico, cosmólogo e autor.
Entre os seus importantes trabalhos científicos, destacamos os teoremas da singularidade gravitacional no contexto da relatividade geral, a previsão teórica que os buracos negros emitem radiação e a união da teoria geral da relatividade com a mecânica quântica.
Em 1973 era lançada a missão espacial soviética Luna 21.
Em 1994, o cosmonauta russo Valeri Polyakov parte para a Mir a bordo da Soyuz TM-18. Permaneceria na estação espacial até 22 de março de 1995, completando um recorde de 437 dias no espaço. Observações: Mercúrio na sua maior elongação este, a 19º do Sol, pelas 11:00.
Dia 09/01: 9.º dia do calendário gregoriano. História: Em 1839, a Academia Francesa de Ciências anuncia o processo de fotografia por daguerreótipo. No mesmo dia, o astrónomo escocês Thomas Henderson é o primeiro a medir a distância até uma estrela (Alpha Centauri) que não o Sol usando paralaxe.
Em 1986, Stephen Synott (em imagens obtidas pela Voyager 2) descobre Cressida, uma lua de Úrano.
Em 1990, lançamento da missão STS-32 do vaivém Columbia. Observações: Vénus em conjunção inferior com o Sol, pelas 01:00.
Lua em Quarto Crescente, pelas 18:11.
Dia 10/01: 10.º dia do calendário gregoriano. História: Em 1936 nascia Robert Woodrow Wilson, astrónomo americano laureado com o prémio Nobel da Física em 1978. Juntamente com Arno Allan Penzias, descobriu em 1964 a radiação cósmica de fundo em microondas.
Em 1962, a NASA anuncia planos para construir o veículo de lançamento C-5.
Ficou mais conhecido pelo nome Saturno V, lançado em cada uma das missões Apollo.
Em 1969, lançamento da Venera 6 (USSR). Alcançou Vénus a 17 de maio de 1969. Enviou dados até 11 km da superfície, antes de ser despedaçada pela pressão do planeta. Observações: Estamos na época mais fria do ano, mas a Estrela de Verão, Vega, ainda se agarra ao céu noturno. Tente avistá-la baixa a noroeste durante e pouco tempo depois do cair da noite. Quanto mais para norte estiver o observador, mais alta estará. Mas se estiver a norte da latitude 51º (Londres), Vega é na realidade circumpolar.
Curiosidades
Com apenas alguns percalços, o desdobrar do Telescópio Espacial James Webb está a correr como previsto: o escudo de calor de várias camadas, que protege o telescópio infravermelho do calor, já está completamente esticado. E o seu espelho secundário foi desdobrado anteontem. Começa agora o desdobrar dos segmentos laterais do seu espelho principal.
Estrutura estelar primitiva ajuda-nos a desvendar as primeiras fases da Via Láctea
Assim como a arqueologia examina o solo com muito cuidado para encontrar objetos valiosos que nos ajudam a conhecer civilizações antigas, os astrónomos olham para as estrelas da Via Láctea na esperança de encontrar pistas que nos ajudem a compreender o período mais antigo do desenvolvimento da nossa Galáxia.
Uma equipa de investigadores publicou um artigo científico na revista Nature sobre a descoberta do remanescente mais antigo de um enxame globular descoberto até à data. Este estudo combina dados do satélite Gaia da ESA com observações feitas no GTC (Gran Telescopio Canarias), instalado no Observatório Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma), juntamente com os telescópios CHFT (Canada-France-Hawaii Telescope) e Gemini-North no Observatório Mauna Kea (Hawaii).
Esta ilustração mostra a localização da corrente estelar C-19 (laranja, corrente vertical de estrelas na parte inferior esquerda), que foi recentemente descoberta na orla da nossa Galáxia, a Via Láctea. Observações utilizando o Telescópio Gemini North - parte do Observatório Gemini, um programa do NOIRLab da NSF - revelam que as estrelas neste fluxo já fizeram parte de um antigo enxame globular que foi dilacerado por interações gravitacionais com a nossa Galáxia.
A Grande Nuvem de Magalhães e a Pequena Nuvem de Magalhães (galáxias satélites da Via Láctea) aparecem na parte inferior direita.
Crédito: Observatório Gemini/NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva/Spaceengine; Reconhecimento: M. Zamani (NOIRLab da NSF)
Os enxames globulares são grupos de estrelas, geralmente muito antigas, que se encontram na periferia das galáxias. As estrelas neste enxame globular têm proporções muito baixas de metais pesados. "Esta observação abre uma janela única diretamente sobre a primeira época de formação estelar no Universo," diz Nicolas Martin, investigador do Observatório de Estrasburgo que é o primeiro autor no artigo aqui relatado: "Encontrámos uma relíquia da época quando as primeiras estruturas estelares foram formadas," acrescenta. Até agora, ninguém sabia que existiam enxames globulares com tão pouco conteúdo de elementos pesados, pelo que este trabalho é uma descoberta chave para compreender como se formaram as estrelas no Universo primitivo.
Para estudar as primeiras estruturas estelares que se formaram no Universo, os astrónomos podiam estudar as galáxias mais distantes, ou estudar em grande detalhe as estruturas mais antigas da Via Láctea, um método que tem sido chamado de "Arqueologia Galáctica". "A maioria das estrelas na nossa vizinhança, como o Sol, foram formadas na nossa Galáxia. No entanto, uma pequena fração das estrelas e enxames da Via Láctea, que podem ser encontrados nos seus arredores, foram trazidos para cá em galáxias mais pequenas," explica Jonay González, investigador do Instituto de Astrofísica das Canárias e coautor do artigo. "O enxame que descobrimos foi provavelmente introduzido na Galáxia desta forma, mas tem vindo a perder as suas estrelas na sua órbita em torno da Galáxia como resultado de interações de marés, deixando uma 'pegada celeste' de estrelas", acrescenta.
Esta descoberta foi possível graças a dados obtidos pelo satélite Gaia da ESA e à identificação destas estrelas primitivas no Levantamento Pristine, que está a ser realizado com o CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope) em Mauna Kea, Hawaii. A equipa de investigação explorou o mapa registado pelo satélite Gaia, usando um novo algoritmo que ajuda a isolar estes raros agrupamentos estelares. Uma das estruturas descobertas foi um novo fluxo estelar, ao qual a equipa rotulou "C-19". Ao mesmo tempo, o estudo Pristine, do Hawaii, tinha vindo a mapear o céu para fazer medições sistemáticas da abundância de elementos pesados em milhões de estrelas. A combinação dos dois estudos mostrou que C-19 contém estrelas cujas abundâncias de elementos pesados é extremamente baixa.
Um mapa dos enxames globulares da Via Láctea, sobreposto por cima de um mapa da Via Láctea obtido pelo satélite Gaia. Cada enxame é um agrupamento de milhares a milhões de estrelas, como mostra a inserção. A cor dos símbolos representa a sua "metalicidade", que corresponde à fração de elementos pesados em relação ao Sol. As estrelas do fluxo C-19 são mostradas com símbolos de estrelas e têm uma metalicidade muito inferior à de qualquer enxame, 2500 vezes menos elementos pesados quando comparadas com o Sol.
Crédito: N. Martin & Observatório Astronómico de Estrasburgo; CFHT/Coelum; ESA/Gaia/DPAC
As observações de acompanhamento com o Telescópio Gemini North no Hawaii, e com o GTC (Gran Telescopio Canarias) em La Palma, confirmaram que o objeto perturbado é um enxame globular e os níveis excecionalmente baixos de elementos pesados: tão baixos quanto 0,04% da metalicidade do nosso Sol, e bem abaixo de qualquer estrutura conhecida no Universo.
A corrente estelar C-19 está para sul da espiral da Via Láctea, e a sua órbita estende-se a cerca de 20.000 anos-luz do Centro Galáctico na sua maior aproximação e a aproximadamente 90.000 no seu ponto mais longínquo. Abrange cerca de 30 Luas Cheias no céu - embora não seja visível a olho nu.
"As observações do GTC têm sido a chave para a confirmação desta estrutura primitiva, identificada pela combinação de mapas da missão Gaia com observações de outros telescópios terrestres," comenta Carlos Allende, investigador do IAC e coautor do artigo. "Esta descoberta aproxima-nos da compreensão das primeiras fases da Galáxia," conclui.
"Três anéis que a todos retenham": história cósmica pode explicar as propriedades de Mercúrio, Vénus, da Terra e de Marte
Os astrónomos conseguiram ligar as propriedades dos planetas interiores do nosso Sistema Solar com a nossa história cósmica: ao aparecimento de estruturas anulares no disco giratório de gás e poeira em que estes planetas foram formados. Os anéis estão associados a propriedades físicas básicas tais como a transição de uma região exterior onde o gelo se pode formar, para outra onde a água só pode existir como vapor de água. Os astrónomos utilizaram várias simulações para explorar diferentes possibilidades da evolução dos planetas interiores. As regiões internas do nosso Sistema Solar são um resultado raro, mas possível, dessa evolução. Os resultados foram publicados na revista Nature Astronomy.
O quadro geral da formação planetária tem permanecido inalterado durante décadas. Mas muitas das especificidades ainda permanecem inexplicadas - e a procura de explicações é parte importante da investigação atual. Agora, um grupo de astrónomos liderados por Andre Izidoro, da Universidade Rice, encontrou uma explicação para a razão pela qual os planetas interiores do nosso Sistema Solar têm as propriedades que observamos.
Esta imagem, obtida pelo o Observatório ALMA em 2014, foi a primeira a revelar uma estrutura em forma de anel num disco protoplanetário - neste caso, o disco em torno da jovem estrela HL Tauri. O disco visível tem um raio de pouco mais de 100 unidades astronómicas, ou seja, mais de 100 vezes a distância média Terra-Sol. Para comparação: No nosso Sistema Solar, a distância máxima de Plutão ao Sol é de cerca de 50 unidades astronómicas. A investigação aqui descrita mostra o papel fundamental que estruturas semelhantes a anéis como esta provavelmente terão desempenhado na génese do nosso Sistema Solar.
Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)
Um disco giratório e anéis que mudam tudo
O quadro geral em questão é o seguinte: em torno de uma estrela jovem, forma-se um "disco protoplanetário" de gás e poeira, e dentro desse disco crescem corpos pequenos cada vez maiores, eventualmente alcançando diâmetros de milhares de quilómetros, ou seja: tornam-se planetas. Mas nos últimos anos, graças aos modernos métodos de observação, o quadro moderno da formação planetária foi refinado e alterado em direções muito específicas.
A mudança mais marcante foi desencadeada por uma imagem literal: a primeira imagem obtida pelo ALMA após a sua construção em 2014. A imagem mostrava o disco protoplanetário em torno da jovem estrela HL Tauri em detalhes sem precedentes, e os detalhes mais espantosos eram uma estrutura aninhada de anéis e divisões claramente visíveis nesse disco.
À medida que os investigadores envolvidos na simulação de estruturas protoplanetárias tomavam em consideração estas novas observações, tornou-se claro que tais anéis e divisões estão geralmente associados a "choques de pressão", onde a pressão local é um pouco mais baixa do que nas regiões circundantes. Essas alterações localizadas estão tipicamente associadas a alterações na composição do disco, principalmente no tamanho dos grãos de poeira.
Três transições chave que produzem três anéis
Em particular, existem choques de pressão associados a transições particularmente importantes no disco que podem ser ligadas diretamente à física fundamental. Muito perto da estrela, a temperaturas superiores a 1400 K, os compostos de silicato (pensemos em "grãos de areia") são gasosos – a temperatura é simplesmente demasiado alta para que existam em qualquer outro estado. Claro, isso significa que os planetas não se podem formar numa região tão quente. Abaixo dessa temperatura, os compostos de silicato "sublimam", isto é, quaisquer gases de silicato transitam diretamente para um estado sólido. Este choque de pressão define uma fronteira interna global para a formação de planetas.
Mais longe, a 170 K (cerca de -100º C), há uma transição entre o vapor de água por um lado e a água gelada por outro, conhecida como a linha de neve da água (a razão pela qual a temperatura é muito mais baixa do que o os 0º C padrão onde a água congela na Terra é a pressão muito mais baixa, em comparação com a atmosfera da Terra). A temperaturas ainda mais baixas, 30 K (cerca de -240º C), é a linha de neve do CO (monóxido de carbono); abaixo dessa temperatura, o monóxido de carbono toma forma sólida.
Choques de pressão como "emboscadas" de seixos
O que é que isto significa para a formação dos sistemas planetários? Várias simulações anteriores já tinham mostrado como tais choques de pressão facilitam a formação de planetesimais - os pequenos objetos, entre 10 e 100 quilómetros de diâmetro, que se pensa serem os blocos de construção dos planetas. Afinal de contas, o processo de formação começa muito, muito mais pequeno, nomeadamente com grãos de poeira. Esses grãos de poeira tendem a acumular-se na região de baixa pressão de um choque de pressão, à medida que os grãos de determinado tamanho se deslocam para dentro (ou seja, em direção à estrela) até serem parados pela pressão mais elevada no limite interior do choque.
À medida que a concentração de grãos no choque de pressão aumenta, e em particular a proporção de material sólido (que tende a agregar-se) em relação ao gás (que tende a separar os grãos) aumenta, torna-se mais fácil para estes grãos formar seixos, e para esses seixos agregarem-se em objetos maiores. Os seixos são o que os astrónomos chamam agregados sólidos com tamanhos entre alguns milímetros e alguns centímetros.
O papel dos choques de pressão para o Sistema Solar (interior)
Mas o que ainda estava em aberto era o papel destas subestruturas na forma global dos sistemas planetários, como o nosso próprio Sistema Solar, com a sua distribuição característica de planetas interiores rochosos e terrestres e planetas gasosos exteriores. Esta é a questão que Andre Izidoro (Universidade Rice), Bertram Bitsch do Instituto Max Planck para Astronomia e colegas abordaram. Na sua busca por respostas, combinaram várias simulações cobrindo diferentes aspetos e diferentes fases da formação planetária.
Especificamente, os astrónomos construíram um modelo de um disco de gás, com três choques de pressão no limite onde os silicatos se tornam gasosos e nas linhas de neve da água e do CO. Em seguida, simularam a forma como os grãos de poeira crescem e se fragmentam no disco de gás, a formação de planetesimais, o crescimento de planetesimais a embriões planetários (de 100 km de diâmetro a 2000 km) perto da localização da nossa Terra (a 1 UA do Sol), o crescimento de embriões planetários a planetas terrestres e a acumulação de planetesimais numa cintura de asteroides recém-formada.
No nosso próprio Sistema Solar, a cintura de asteroides entre as órbitas de Marte e Júpiter alberga centenas de corpos mais pequenos, que se pensa serem remanescentes ou fragmentos de colisões de planetesimais naquela região que nunca cresceram para formar embriões planetários, quanto mais planetas.
Variações sobre um tema planetário
Uma questão interessante para as simulações é esta: se a configuração inicial fosse apenas um pouco diferente, o resultado final seria ainda um pouco semelhante? Compreender este tipo de variações é importante para compreender quais dos ingredientes são a chave para o resultado da simulação. É por isso que Bitsch e colegas analisaram vários cenários diferentes com propriedades variáveis para a composição e para o perfil de temperatura do disco. Em algumas das simulações, apenas obtiveram choques de pressão para os silicatos e para a água gelada, noutras para todas as três.
Os resultados sugerem uma ligação direta entre o aspeto do nosso Sistema Solar e a estrutura em anel do seu disco protoplanetário. Bitsch, que esteve envolvido no planeamento deste programa de investigação e no desenvolvimento de alguns dos métodos que foram utilizados, diz: "Para mim, foi uma completa surpresa a forma como os nossos modelos foram capazes de captar o desenvolvimento de um sistema planetário como o nosso - até às massas e composições químicas ligeiramente diferentes de Vénus, Terra e Marte."
Como era de esperar, nesses modelos, os planetesimais nessas simulações formaram-se naturalmente perto dos choques de pressão, como um "engarrafamento cósmico" para seixos à deriva para o interior, que seria então parado pela pressão mais elevada no limite interior do choque de pressão.
Receita para o nosso Sistema Solar (interior)
Para as partes interiores dos sistemas simulados, os investigadores identificaram as condições ideais para a formação de algo como o nosso próprio Sistema Solar: se a região logo para fora do choque de pressão mais interior (a dos silicatos) contiver cerca de 2,5 massas terrestres de planetesimais, estes crescem para formar corpos aproximadamente do tamanho de Marte - consistentes com os planetas do Sistema Solar interior.
Um disco mais massivo, ou uma maior eficácia na formação de planetesimais, conduziria ao invés à formação de "super-Terras", ou seja, planetas rochosos consideravelmente mais massivos. Essas super-Terras estariam em órbita próxima da estrela hospedeira, mesmo muito perto da fronteira do choque de pressão mais interior. A existência dessa fronteira também pode explicar porque não há nenhum planeta mais próximo do Sol do que Mercúrio - o material necessário teria simplesmente evaporado tão perto da estrela.
As simulações chegam ao ponto de explicar as composições químicas ligeiramente diferentes de por um lado, Marte, e pelo outro, da Terra e de Vénus: nos modelos, a Terra e Vénus recolhem de facto a maior parte do material que irá formar o grosso das regiões mais próximas do Sol do que a atual órbita da Terra (uma unidade astronómica). Os análogos de Marte nas simulações, em contraste, foram construídos maioritariamente a partir de material de regiões um pouco mais afastadas do Sol.
Como construir uma cintura de asteroides
Para lá da órbita de Marte, as simulações produziram uma região que começou por ser pouco povoada com, ou em alguns casos, até completamente vazia de planetesimais - o precursor da atual cintura de asteroides do nosso Sistema Solar. No entanto, alguns planetesimais provenientes das zonas dentro ou diretamente para lá das mesmas, mais tarde, entrariam na região da cintura de asteroides e ficariam encurralados.
À medida que esses planetesimais colidiam, os resultantes pedaços mais pequenos formariam o que hoje observamos como asteroides. As simulações são mesmo capazes explicar as diferentes populações de asteroides: aquilo a que os astrónomos chamam de asteroides do tipo S, corpos que são feitos principalmente de sílica, seriam os remanescentes de objetos errantes originários da região à volta de Marte, enquanto que os asteroides do tipo C, que contêm predominantemente carbono, seriam os remanescentes de objetos errantes da região diretamente para lá da cintura de asteroides.
Planetas exteriores e a cintura de Kuiper
Nessa região externa, logo para lá do choque de pressão que assinala o limite interior para a presença de água gelada, as simulações mostram o início da formação de planetas gigantes - os planetesimais perto desse limite têm tipicamente uma massa total entre 40 e 100 vezes a massa da Terra, consistente com as estimativas da massa total dos núcleos dos planetas gigantes no nosso Sistema Solar: Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno.
Nessa situação, os planetesimais mais massivos reuniriam rapidamente mais massa. As presentes simulações não deram seguimento à evolução posterior (já bem estudada) desses planetas gigantes, que envolve um grupo inicialmente bastante restrito, do qual Úrano e Neptuno mais tarde migrariam para fora, até às suas posições atuais.
Por último, mas não menos importante, as simulações podem explicar a classe final de objetos e as suas propriedades: os chamados objetos da cintura de Kuiper, que se formaram fora do choque de pressão mais distante da estrela, que marca o limite interior da existência de gelo de monóxido de carbono. Até pode explicar as ligeiras diferenças entre os objetos conhecidos da cintura de Kuiper: mais uma vez, explicar as diferenças entre planetesimais que se formaram originalmente fora do choque de pressão da linha de neve do CO e que aí permaneceram, e os planetesimais que se desviaram para a cintura de Kuiper a partir da região interior adjacente dos planetas gigantes.
Uma ilustração de três anéis distintos de formação planetesimal que poderiam ter produzido os planetas e outras características do Sistema Solar, de acordo com um modelo computacional da Universidade Rice. A vaporização de silicatos sólidos, água e monóxido de carbono em "linhas de sublimação" (topo) provocou "choques de pressão" no disco protoplanetário do Sol, aprisionando poeira em três anéis distintos. À medida que o Sol arrefecia, os choques de pressão migravam para o Sol, permitindo a acumulação de poeira aprisionada em planetesimais do tamanho de asteroides. A composição química dos objectos do anel interno (NC) difere da composição dos objectos do anel intermédio e do anel externo (CC). Os planetesimais do anel interno produziram os planetas do Sistema Solar inteior (em baixo), e os planetesimais dos anéis intermédio e externo produziram os planetas do Sistema Solar exterior e a cintura de Kuiper (não mostrada). A cintura de asteróides formou-se (meio superior) a partir de objectos NC contribuídos pelo anel interior (setas vermelhas) e objectos CC a partir do anel do meio (setas brancas).
Crédito: Rajdeep Dasgupta
Dois resultados básicos e o nosso Sistema Solar raro
No global, a diversidade das simulações levou a dois resultados básicos: ou um choque de pressão na linha de neve da água se formou muito cedo; nesse caso, as regiões interiores e exteriores do sistema planetário seguiram os seus caminhos separados bastante cedo dentro dos primeiros cem mil anos. Isto levou à formação de planetas terrestres de baixa massa nas partes internas do sistema, à semelhança do que aconteceu no nosso próprio Sistema Solar.
Alternativamente, se o choque de pressão da água gelada se formar mais tarde ou não for tão pronunciada, mais massa pode vaguear para a região interna, levando em vez disso à formação de super-Terras ou mini-Neptunos nos sistemas planetários interiores. As evidências das observações desses sistemas exoplanetários que os astrónomos encontraram até agora mostram que este caso é de longe o mais provável - e o nosso próprio Sistema Solar um resultado comparativamente raro da formação planetária.
Perspetivas
Nesta investigação, o foco dos astrónomos foi o Sistema Solar interior e os planetas terrestres. No futuro, querem realizar simulações que incluam detalhes das regiões externas, com Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno. O objetivo final é chegar a uma explicação completa das propriedades do nosso e de outros sistemas solares.
Para o Sistema Solar interior, pelo menos, sabemos agora que as principais propriedades da Terra e do seu vizinho planetário mais próximo podem ser rastreadas a alguma física básica: a fronteira entre a água gelada e o vapor de água e o seu choque de pressão associado no disco giratório de gás e poeira que rodeava o jovem Sol.
A "lareira" de Orionte: ESO divulga nova imagem da Nebulosa da Chama
Orionte oferece-nos um espetacular fogo-de-artifício para celebrar a Quadra Festiva e o Ano Novo que já começou, nesta nova imagem do ESO. Não há, no entanto, motivo para preocupações, já que esta constelação icónica não está nem a arder nem a explodir. O "fogo" que vemos neste postal trata-se da Nebulosa da Chama e seus arredores, capturada no rádio — uma imagem que faz, de facto, justiça ao nome desta nebulosa! A imagem foi obtida com o APEX (Atacama Pathfinder Experiment), operado pelo ESO e instalado no planalto de Chajnantor, no deserto chileno do Atacama.
Não deixe que a imagem e o nome do objecto cósmico representado o enganem! O que se vê nesta imagem não é um incêndio, mas sim a Nebulosa da Chama e os seus arredores capturados no rádio.
A Nebulosa da Chama é a grande característica na metade esquerda do rectângulo central amarelo. A característica mais pequena à direita é a nebulosa de reflexão NGC 2023. Na parte superior direita de NGC 2023, a icónica Nebulosa Cabeça de Cavalo parece emergir heroicamente das "chamas". Os três objectos fazem parte da nuvem de Orionte, uma estrutura de gás gigante localizada entre 1300 e 1600 anos-luz de distância.
As diferentes cores indicam a velocidade do gás. A Nebulosa da Chama e os seus arredores afastam-se de nós, com as nuvens vermelhas no fundo a recuar mais rapidamente do que as amarelas em primeiro plano.
A imagem no rectângulo é baseada em observações realizadas com o instrumento SuperCam no APEX operado pelo ESO no Planalto Chajnantor do Chile. A imagem de fundo foi obtida no infravermelho com o VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) do ESO no Observatório Paranal do Chile.
Crédito: ESO/Th. Stanke & ESO/J. Emerson/VISTA. Reconhecimento: Unidade de Pesquisa Astronómica de Cambridge
A imagem recentemente processada da Nebulosa da Chama, onde podemos ver também nebulosas mais pequenas, tais como a Nebulosa da Cabeça de Cavalo, baseia-se em observações levadas a cabo pelo antigo astrónomo do ESO Thomas Stanke e a sua equipa há alguns anos atrás. Entusiasmados em experimentar o, então recentemente instalado, instrumento SuperCam no APEX, os investigadores apontaram o telescópio em direção à constelação de Orionte. "Como os astrónomos gostam de dizer, sempre que há um novo telescópio ou instrumento disponível, observamos Orionte onde há sempre algo novo e interessante a descobrir!" diz Stanke. Alguns anos e muitas observações depois, Stanke e a sua equipa vêem agora os seus resultados serem aceites para publicação na revista da especialidade Astronomy & Astrophysics.
Uma das regiões mais famosas do céu, Orionte alberga as nuvens moleculares gigantes mais próximas do Sol — vastos objetos cósmicos compostos essencialmente por hidrogénio, onde se formam novas estrelas e planetas. Estas nuvens situam-se a uma distância de nós que varia entre 1300 e 1600 anos-luz e comportam a maternidade estelar mais ativa que existe na vizinhança do Sistema Solar, para além da Nebulosa da Chama que vemos na imagem. Esta nebulosa de "emissão" acolhe no seu centro um enxame de estrelas jovens que emite radiação de alta energia, o que faz com que os gases que o rodeiam resplandeçam.
Com tal alvo, a equipa dificilmente ficaria desapontada. Para além da Nebulosa da Chama e seus arredores, Stanke e colaboradores conseguiram também observar uma grande variedade de outros objetos cósmicos. Alguns exemplos incluem: as nebulosas de reflexão Messier 78 e NGC 2071 — nuvens de gás e poeira interestelar que refletem a radiação emitida por estrelas próximas. A equipa descobriu inclusivamente uma nova nebulosa, um pequeno objeto notável na sua forma quase perfeitamente circular, ao qual foi dado o nome de Nebulosa da Vaca.
As observações foram levadas a cabo no âmbito do rastreio ALCOHOLS (APEX Large CO Heterodyne Orion Legacy Survey), que observou as ondas rádio emitidas pelo monóxido de carbono, CO, nas nuvens de Orionte. Usar esta molécula para investigar grandes áreas do céu é o objetivo principal do SuperCam, já que este instrumento permite aos astrónomos mapear enormes nuvens de gás onde se formam novas estrelas. Ao contrário do que o "fogo" desta imagem possa sugerir, estas nuvens são, na realidade, frias, com temperaturas típicas de apenas alguns graus acima do zero absoluto.
Dada a quantidade de segredos que nos desvenda, esta região do céu tem sido observada muitas vezes em diferentes comprimentos de onda, com cada domínio de comprimentos de onda a revelar-nos estruturas diferentes e únicas das nuvens moleculares de Orionte. Como exemplo temos as observações infravermelhas levadas a cabo pelo VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) do ESO no Observatório do Paranal no Chile, que compõem o fundo calmo desta imagem da Nebulosa da Chama e seus arredores. Ao contrário da radiação visível, as ondas infravermelhas passam através das nuvens espessas de poeira interestelar, permitindo aos astrónomos descobrir estrelas e outros objetos que, doutro modo, permaneceriam escondidos.
A Nebulosa da Chama, capturada no rádio nesta imagem, é a grande característica na metade esquerda do rectângulo central, amarelo. A característica mais pequena à direita é a nebulosa de reflexão NGC 2023. Na parte superior direita de NGC 2023, a icónica Nebulosa Cabeça de Cavalo parece emergir heroicamente das "chamas". Os três objectos fazem parte da nuvem de Orionte, uma estrutura de gás gigante localizada entre 1300 e 1600 anos-luz de distância.
As diferentes cores indicam a velocidade do gás. A Nebulosa da Chama e os seus arredores estão a afastar-se de nós, com as nuvens vermelhas no fundo a recuar mais rapidamente do que as amarelas em primeiro plano.
A imagem no rectângulo é baseada em observações realizadas com o instrumento SuperCam no APEX operado pelo ESO no Planalto Chajnantor do Chile. A imagem de fundo foi criada a partir de fotografias em no visível que fazem parte do DSS2 (Digitized Sky Survey 2).
Crédito: ESO/Th. Stanke & ESO/DSS2. Reconhecimento: Davide De Martin
Álbum de fotografias - Os Últimos Dias de Vénus como Estrela da Tarde
(clique na imagem para ver versão maior)
Crédito: Tamas Ladanyi (TWAN)
Aquilo não é uma jovem Lua Crescente a posar por trás das torres de uma catedral depois do pôr-do-Sol. É Vénus na sua fase Crescente. A mais ou menos 40 milhões de quilómetros e cerca de 2% iluminado pela luz solar, foi capturado com uma câmara e teleobjetiva nesta série de exposições enquanto descia até ao horizonte nos céus a oeste de dia 1 de janeiro em Veszprem, Hungria. O brilhante farol celeste estava a ficar cada vez mais fraco ao crepúsculo, os seus dias como Estrela da Tarde chegando ao fim com o início de 2022. Mas também estava a crescer em tamanho aparente e a tornar-se cada vez mais fino através de telescópios. Dirigindo-se para uma conjunção inferior, o planeta interior estará posicionado entre a Terra e o Sol no dia 9 de janeiro e perdido de vista entre o brilho do Sol. No entanto, um Vénus Crescente reaparecerá em breve. Subindo a este em meados do mês, antes do Sol, como a brilhante Estrela da Manhã.
Centro Ciência Viva do Algarve
Rua Comandante Francisco Manuel
8000-250, Faro
Portugal
Telefone: 289 890 922
E-mail: info@ccvalg.pt
Centro Ciência Viva de Tavira
Convento do Carmo
8800-311, Tavira
Portugal
Telefone: 281 326 231 | Telemóvel: 924 452 528
E-mail: geral@cvtavira.pt
Os conteúdos das hiperligações encontram-se na sua esmagadora maioria em Inglês. Para o boletim chegar sempre à sua caixa de correio, adicione noreply@ccvalg.pt à sua lista de contactos. Este boletim tem apenas um caráter informativo. Por favor, não responda a este email. Contém propriedades HTML e classes CSS - para vê-lo na sua devida forma, certifique-se que o seu cliente de webmail suporta este tipo de mensagem, ou utilize software próprio, como o Outlook ou outras apps para leitura de mensagens eletrónicas.
Recebeu esta mensagem por estar inscrito na newsletter de Astronomia do Centro Ciência Viva do Algarve e do Centro Ciência Viva de Tavira. Se não a deseja receber ou se a recebe em duplicado, faça a devida alteração clicando aqui ou contactando o webmaster.
