Apresentação às Estrelas | Abril estrelas mil! Data: 14 de abril de 2022 Hora: 20:30-22:30 Local:Centro Ciência Viva do Algarve
Abril é o mês da Astronomia! E o tema desta sessão vai ser mesmo só "Estrelas", sejam elas verdadeiras ou alusivas. Celebramos o Global Astronomy Month (GAM) a maior celebração de Astronomia a nível global! Adulto: 4€ Jovem: 2€ Menores de 12 anos: gratuito.
A observação astronómica com telescópio depende de condições meteorológicas favoráveis. Pré-inscrição:siga este link Telefone: 289 890 920 E-mail: info@ccvalg.pt
Efemérides
Dia 22/03: 81.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1394 nascia Ulugh Beg, astrónomo da dinastia Timúrida, que construiu o Observatório Ulugh Beg em Samarkand, considerado por muitos um dos melhores observatórios do mundo islâmico e o maior da Ásia Central (à data).
Em 1799 nascia F.W.A. Argelander, compilador de catálogos estelares que estudou as estrelas variáveis e criou a primeira organização astronómica internacional.
Em 1982, lançamento da missão STS-3, do vaivém Columbia.
Em 1995, o cosmonauta Valeryiv Polyakov regressa à Terra depois de quebrar o recorde do maior tempo passado na estação espacial Mir: 438 dias.
Em 1996, lançamento da STS-76, do vaivém Atlantis.
Em 1997, o Cometa Hale-Bopp faz a sua maior aproximação à Terra.
Em 2010, última comunicação do rover Spirit com a Terra. Observações: Num céu muito escuro a figura de Cão Maior é fácil de ver - o cão está em perfil, orientado para a direita e apoiado nas suas patas traseiras, com Sirius sendo a sua brilhante medalha da coleira - mas para a maioria de nós apenas as suas cinco estrelas mais brilhantes são visíveis através da poluição luminosa. Estas formam o asterismo do Cutelo. Sirius e Mirzam (a três dedos à distância do braço esticado para a sua direita) formam a parte da frente do cutelo, com Sirius brilhando no seu topo. Para baixo e para a esquerda de Sirius está a outra extremidade do cutelo, incluindo a sua pega curta, formada pelo triângulo de Adhara, Wezen e Aludra. Está a "cortar" para baixo e para a direita.
Dia 23/03: 82.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1749 nascia Pierre-Simon Laplace, astrónomo e matemático francês, cujo trabalho foi fundamental para o desenvolvimento da astronomia matemática e estatística.
Desenvolveu a hipótese nebular para a origem do Sistema Solar e foi um dos primeiros cientistas a postular a existência de buracos negros e a noção de colapso gravitacional.
Em 1840 era tirada a primeira fotografia (daguerreótipo) da Lua.
Em 1912 nascia Wernher Von Braun. Foi um importante pioneiro no desenvolvimento dos foguetões e da exploração espacial entre os anos 30 e 70 do século passado.
Em 1965, os EUA lançavam a Gemini 3 até à órbita da Terra transportando os astronautas Virgil (Gus) Grissom e John W. Young. Grissom e Young orbitaram a Terra três vezes. A nave Gemini era maior que as cápsulas Mercury, com um peso de 4200 kg, e transportava dois astronautas em vez de um. A Gemini 3 foi a primeira missão tripulada do programa Gemini, depois de dois testes de voo não-tripulado.
Em 2001, a estação Mir, com 15 anos, é removida de órbita e trazida até à Terra num espetáculo de fogo e fumo, para descansar nas profundezas do Oceano Pacífico Sul, perto das Ilhas Fiji. Observações: A Lua Minguante nasce às primeiras de horas desta quarta-feira, entre as estrelas da secção superior de Escorpião. A melhor altura para observação cerca de hora e meia antes do nascer-do-Sol. A Lua está a sul, a mais ou menos 2º para cima e para a esquerda da supergigante vermelha-alaranjada Antares.
Pollux e Castor, em Gémeos, passam quase por cima das nossas cabeças esta semana à hora de jantar caso o observador viva a latitudes médias norte.
As cabeças dos "gémeos" dão a parecer que nem são gémeos verdadeiros. Pollux é visivelmente mais brilhante que Castor e de pálido tom alaranjado. No que concerne à sua natureza física, nem pertencem à mesma classe estelar.
Pollux é uma única gigante laranja. Castor é um binário formado por estrelas mais pequenas, quentes e brancas de sequência principal, bom para telescópios amadores. Se Pollux fosse uma bola de basquetebol, Castor A e B seriam uma bola de ténis e uma bola de basebol separadas por 800 metros.
Além disso, cada estrela de Castor é orbitada intimamente por uma anã vermelha invisível - um berlinde no nosso modelo a apenas 30 cm de cada uma das brilhantes primárias.
E um par muito distante e íntimo de anãs vermelhas, Castor C, é visível em telescópios amadores como um único pontinho de magnitude 10 a 70 segundos de arco sul-sudeste do par principal. No nosso modelo, seriam um par de berlindes separados por apenas pouco mais de 7 cm, pelo menos a 16 km de Castor A e B. O espaço é grande.
Dia 24/03: 83.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1820 nascia Edmond Becquerel, físico francês que estudou o espectro solar, o magnetismo, a eletricidade e a ótica. Tem o crédito da descoberta do efeito fotovoltaico, o princípio por trás da célula fotovoltaica.
Em 1835 nascia Joseph Stefan, físico austríaco, o primeiro a determinar um valor razoável para a temperatura da superfície do Sol (5430º C).
Em 1893 nascia Walter Baade.
Foi o primeiro a discernir as companheiras da Galáxia de Andrómeda em objetos individuais e a desenvolver o conceito de população estelar em galáxias.
Em 1965, a sonda Ranger 9, equipada com instrumentos para converter os seus sinais numa forma adequada para televisão, envia imagens da Lua até aos lares antes de colidir com a superfície.
Em 1993, descoberta do Cometa Shoemaker-Levy 9. Observações:Aos primeiros sinais do amanhecer, observe Vénus a este-sudeste formando um triângulo quase isósceles com Saturno, para baixo e para a sua esquerda, e com Marte para a sua direita. O lado longo do triângulo, o lado de Saturno-Marte, mede cerca de 7º.
Spitzer avista nuvem gigante de detritos criada por choque entre corpos celestes
A maioria dos planetas rochosos e satélites do nosso Sistema Solar, incluindo a Terra e a Lua, foram formados ou moldados por colisões massivas no início da história do Sistema Solar. Ao chocarem uns com os outros, os corpos rochosos podem acumular mais material, aumentando de tamanho, ou podem desfazer-se em múltiplos corpos mais pequenos.
Os astrónomos, usando o agora aposentado Telescópio Espacial Spitzer da NASA, encontraram no passado evidências destes tipos de colisões em torno de estrelas jovens, onde planetas rochosos estão a ser formados. Mas essas observações não forneceram muitos detalhes sobre as colisões, tais como o tamanho dos objetos envolvidos.
Esta ilustração retrata o resultado de uma colisão entre dois grandes corpos do tamanho de um asteroide: uma enorme nuvem de detritos à volta de uma jovem estrela. O Spitzer da NASA viu uma nuvem de detritos a bloquear a estrela HD 166191, dando aos cientistas detalhes sobre a colisão ocorrida.
Crédito: NASA/JPL-Caltech
Num novo estudo publicado na revista The Astrophysical Journal, um grupo de astrónomos liderado por Kate Su da Universidade do Arizona relatou as primeiras observações de uma nuvem de detritos de uma destas colisões ao passar em frente da sua estrela e ao bloquear brevemente a luz. Os astrónomos chamam a este evento "trânsito". Juntamente com o conhecimento sobre o tamanho e brilho da estrela, as observações permitiram aos investigadores determinar diretamente o tamanho da nuvem pouco depois do impacto, estimar o tamanho dos objetos que colidiram e observar a velocidade com que a nuvem se dispersou.
"Não há substituto para testemunha ocular de um evento," disse George Rieke, também da Universidade do Arizona e coautor do novo estudo. "Todos os casos relatados anteriormente do Spitzer não foram resolvidos, com apenas hipóteses teóricas sobre como poderia ter sido o evento real e a nuvem de detritos."
A partir de 2015, uma equipa liderada por Su começou a fazer observações de rotina de uma estrela com 10 milhões de anos chamada HD 166191. Por volta desta fase inicial da vida de uma estrela, a poeira que sobra da sua formação junta-se para formar corpos rochosos chamados planetesimais - as "sementes" de planetas futuros. Assim que o gás que anteriormente preenchia o espaço entre esses objetos se dispersa, colisões catastróficas entre eles tornam-se comuns.
Antevendo que poderiam ver evidências de uma destas colisões em torno de HD 166191, a equipa utilizou o Spitzer para realizar mais de 100 observações do sistema entre 2015 e 2019. Embora os planetesimais sejam demasiado pequenos e distantes para serem resolvidos por telescópio, as suas colisões produzem grandes quantidades de poeira. O Spitzer detetou luz infravermelha - ou comprimentos de onda ligeiramente superiores ao que os olhos humanos podem ver. O infravermelho é ideal para detetar poeira, incluindo os detritos criados por colisões entre protoplanetas.
Em meados de 2018, o telescópio espacial viu o sistema HD 166191 tornar-se significativamente mais brilhante, sugerindo um aumento na produção de detritos. Durante esse tempo, o Spitzer também detetou uma nuvem de detritos a bloquear a estrela. Combinando a observação do trânsito pelo Spitzer com as observações por telescópios no solo, a equipa pôde deduzir o tamanho e a forma da nuvem de detritos.
Impressão de artista de uma colisão entre chamados planetesimais, ou corpos precursores a partir dos quais os planetas acabam por se formar.
Crédito:
ESA/NASA/M. Kornmesser
O seu trabalho sugere que a nuvem era altamente alongada, com uma área mínima estimada três vezes maior do que a estrela. No entanto, a quantidade de aumento de brilho infravermelho que o Spitzer viu sugere que apenas uma pequena parte da nuvem passou em frente da estrela e que os detritos deste evento cobriram uma área centenas de vezes maior do que a da estrela.
Para produzir uma nuvem tão grande, os objetos na colisão principal devem ter sido do tamanho de planetas anões, como Vesta no nosso Sistema Solar - um objeto com 530 km de diâmetro localizado na cintura principal de asteroides entre Marte e Júpiter. O choque inicial gerou energia e calor suficientes para vaporizar parte do material. Também desencadeou uma reação em cadeia de impactos entre fragmentos da primeira colisão e outros pequenos corpos no sistema, o que provavelmente criou uma quantidade significativa de poeira que o Spitzer observou.
Nos meses seguintes, a grande nuvem de poeira cresceu em tamanho e tornou-se mais translúcida, indicando que a poeira e outros detritos estavam rapidamente a dispersar-se pelo jovem sistema estelar. Em 2019, a nuvem que passava em frente da estrela já não era visível, mas o sistema continha o dobro da poeira que tinha antes do Spitzer ter avistado a nuvem. Esta informação, de acordo com os autores do artigo, pode ajudar os cientistas a testar teorias sobre como os planetas terrestres se formam e crescem.
"Olhando para discos poeirentos de detritos em torno de estrelas jovens, podemos essencialmente olhar para trás no tempo e ver os processos que podem ter moldado o nosso próprio Sistema Solar," disse Su. "Aprendendo sobre o resultado das colisões nestes sistemas, podemos também ter uma melhor ideia da frequência com que os planetas rochosos se formam em torno de outras estrelas."
Novo estudo sugere que o oxigénio abundante do Cometa 67P é uma espécie de ilusão
Quando a nave espacial Rosetta da ESA descobriu oxigénio molecular em abundância proveniente do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko (67P) em 2015, intrigou os cientistas. Nunca tinham visto um cometa a emitir oxigénio, muito menos em tal abundância. Mas mais alarmantes eram as implicações profundas: que os investigadores tinham que explicar tanto oxigénio, o que significava reconsiderar tudo o que pensavam já saber sobre a química do Sistema Solar primitivo e de como este se formou.
Uma nova análise, contudo, liderada pela cientista planetária Adrienn Luspay-Kuti no Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins em Laurel, no estado norte-americano de Maryland, mostra que a descoberta da Rosetta pode não ser tão estranha como os cientistas imaginavam inicialmente. Em vez disso, sugere que o cometa tem dois reservatórios internos que fazem parecer que há mais oxigénio do que realmente tem.
O cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko visto pela nave espacial Rosetta da ESA em março de 2015. O cometa 67P foi o primeiro cometa conhecido a emitir oxigénio molecular, uma molécula raramente encontrada em todo o Universo devido à sua reatividade química e à dificuldade de a detetar.
Crédito: ESA/Rosetta/NAVCAM
"É uma espécie de ilusão," disse Luspay-Kuti. "Na realidade, o cometa não tem esta alta abundância de oxigénio, pelo menos não tanto no que toca à sua formação, mas acumulou oxigénio que fica preso nas camadas superiores do cometa, que depois é libertado todo de uma só vez."
Embora comum na Terra, o oxigénio molecular (dois átomos de oxigénio duplamente ligados um ao outro) é marcadamente invulgar em todo o Universo. Liga-se rapidamente a outros átomos e moléculas, especialmente aos átomos universalmente abundantes de hidrogénio e carbono, pelo que o oxigénio aparece somente em pequenas quantidades em apenas algumas nuvens moleculares. Este facto levou muitos investigadores a concluir que qualquer oxigénio, na nebulosa protosolar que formou o nosso Sistema Solar, provavelmente tinha sido absorvido de modo idêntico.
No entanto, quando a Rosetta encontrou oxigénio a sair do cometa 67P, tudo ficou ao contrário. Ninguém tinha visto oxigénio num cometa antes e, como a quarta molécula mais abundante na cabeleira brilhante do cometa (depois da água, do dióxido de carbono e do monóxido de carbono), precisava de alguma explicação. O oxigénio parecia sair do cometa com a água, fazendo com que muitos investigadores suspeitassem que o oxigénio ou era primordial - o que significava que se prendeu à água no nascimento do Sistema Solar e se acumulou no cometa quando mais tarde se formou - ou que se formou a partir da água depois da formação do cometa.
Mas Luspay-Kuti e a sua equipa estava céticos. À medida que a forma de haltere do cometa gira gradualmente, cada hemisfério enfrenta o Sol em vários pontos, o que significa que o cometa tem estações, pelo que a ligação oxigénio-água pode não estar sempre presente. Ao longo de curtos períodos de tempo, os voláteis podem potencialmente ligar-se e desligar-se à medida que descongelam e voltam a congelar com as estações.
Representação artística da sonda Rosetta da ESA a aproximar-se do seu alvo, o cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.
Crédito: ESA/Rosetta/NAVCAM
Agora vêem-no, agora não
Tirando partido destas estações, a equipa examinou os dados moleculares em períodos curtos e longos, imediatamente antes do hemisfério sul do cometa entrar no verão e depois novamente no final desta estação. Como relatado no seu estudo, publicado dia 10 de março na revista Nature Astronomy, a equipa descobriu que à medida que o hemisfério sul se afastava e estava suficientemente longe do Sol, a ligação entre o oxigénio e a água desaparecia. A quantidade de água que saía do cometa caiu precipitadamente, pelo que ao invés o oxigénio parecia fortemente ligado ao dióxido de carbono e ao monóxido de carbono, que o cometa ainda estava a emitir.
"Não há hipótese disso ser possível sob as explicações sugeridas anteriormente," disse Luspay-Kuti. "Se o oxigénio fosse primordial e ligado à água na sua formação, não deveria haver qualquer altura que o oxigénio estivesse fortemente correlacionado com o monóxido de carbono e com o dióxido de carbono, mas não com a água."
Em vez disso, a equipa propôs que o oxigénio do cometa não vem da água, mas de dois reservatórios: um composto de oxigénio, monóxido de carbono e dióxido de carbono no interior do núcleo rochoso do cometa, e uma bolsa mais rasa mais próxima da superfície onde o oxigénio se combina quimicamente com moléculas de água gelada.
A ideia é a seguinte: um reservatório profundo de oxigénio, monóxido de carbono e dióxido de carbono gelado está constantemente a emitir gases porque o oxigénio, o dióxido de carbono e o monóxido de carbono evaporam-se a temperaturas muito baixas. No entanto, como o oxigénio atravessa o interior do cometa até à superfície, parte insere-se quimicamente na água gelada (um dos principais constituintes do núcleo do cometa) para formar um segundo reservatório de oxigénio, mais raso. Mas a água gelada vaporiza a uma temperatura muito mais elevada do que o oxigénio, por isso, até o Sol aquecer suficientemente a superfície e vaporizar a água gelada, o oxigénio fica preso.
A consequência é que o oxigénio pode acumular-se neste reservatório raso durante longos períodos até que a superfície do cometa seja finalmente aquecida o suficiente para que a água gelada se vaporize, libertando uma pluma muito mais rica em oxigénio do que estava realmente presente no cometa.
"Dito de outra forma, as abundâncias de oxigénio medidas na cabeleira do cometa não refletem necessariamente as suas abundâncias no núcleo do cometa," explicou Luspay-Kuti.
Consequentemente, o cometa também vacilaria com as estações do ano entre a forte associação à água (quando o Sol aquece a superfície) e a forte associação ao dióxido de carbono e ao monóxido de carbono (quando esta superfície não está virada para o Sol e o cometa está suficientemente longe) - exatamente o que a Rosetta observou.
Gráfico que representa a libertação do oxigénio molecular e de outras moléculas voláteis a partir de dois reservatórios dentro do cometa 67P. As duas inserções mostram um reservatório profundo de dióxido de carbono, monóxido de carbono e oxigénio molecular (os pontos de cor creme) que está constantemente a libertar o seu conteúdo do cometa 67P. Os pontos azuis são oxigénio molecular que ficou preso na água gelada enquanto se movia do reservatório profundo para a superfície (rotulado H2O-O2, a azul), formando um reservatório mais raso que só liberta o seu conteúdo quando a superfície é aquecida e o cometa está suficientemente próximo do Sol. As linhas à frente do cometa (tanto em baixo e à direita como em cima e à esquerda) são os períodos que o novo estudo analisou. A mudança de azul para creme na linha depois do equinócio pós-periélio é quando a equipa de investigação descobriu que o oxigénio molecular emitido deixou de se associar à água e estava correlacionado com o monóxido de carbono e o dióxido de carbono. Crédito: Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins/Jon Emmerich
"Esta não é apenas uma explicação: é a explicação, porque não há outra possibilidade," disse Olivier Mousis, cientista planetário da Universidade de Aix-Marselha em França e coautor do estudo. "Se o oxigénio estivesse apenas a vir da superfície, não veríamos estas tendências observadas pela Rosetta."
A principal implicação, disse, é que significa que o oxigénio do cometa 67P é, de facto, oxigénio que se acumulou no início do Sistema Solar. Apenas que é somente uma fração do que as pessoas tinham pensado.
Luspay-Kuti disse que quer aprofundar o tema examinando as espécies moleculares menos abundantes do cometa, como o metano e o etano, e a sua correlação com o oxigénio molecular e com outras espécies maiores. Ela suspeita que isto irá ajudar os investigadores a ter uma melhor ideia do tipo de gelo em que o oxigénio foi incorporado.
"Ainda é necessário encontrar uma forma de incorporar o oxigénio no cometa," disse Luspay-Kuti, considerando que a quantidade de oxigénio ainda é maior do que a observada na maioria das nuvens moleculares. Mas ela disse que esperava que a maioria dos investigadores acolhesse o estudo e as suas conclusões com um suspiro de alívio.
Meteoritos que ajudaram a formar a Terra podem ter sido formados perto do Sistema Solar exterior
Pensa-se que o nosso Sistema Solar se tenha formado a partir de uma nuvem de gás e poeira, a chamada nebulosa solar, que começou a condensar-se gravitacionalmente há aproximadamente 4,6 mil milhões de anos. À medida que esta nuvem se contraía, começou a girar e a moldar-se num disco em volta da massa de mais alta gravidade no seu centro, que se tornaria o nosso Sol. O nosso Sistema Solar herdou toda a sua composição química de uma estrela ou estrelas anteriores, que explodiram como supernovas. O nosso Sol retirou uma amostra geral deste material à medida que se formava, mas o material residual no disco começou a migrar com base na sua propensão para congelar a uma dada temperatura e a formar corpos planetários. À medida que o jovem Sol irradiava o disco circundante, criou um gradiente de calor no Sistema Solar primitivo. Por esta razão, os planetas interiores, Mercúrio, Vénus, a Terra e Marte, são na sua maioria rochosos (na sua maioria compostos por elementos mais pesados, tais como ferro, magnésio e silício), enquanto que os planetas exteriores são na sua maioria compostos por elementos mais leves, especialmente hidrogénio, hélio, carbono, azoto e oxigénio.
Impressão de artista da cintura de asteroides.
Crédito: NASA/JPL-Caltech
A Terra formou-se parcialmente a partir de meteoritos carbonáceos, que se pensa serem provenientes de asteroides da secção exterior da cintura principal de asteroides. As observações telescópicas de asteroides desta zona revelam uma reflectância comum de 3,1 µm que sugere que as suas camadas externas hospedam ou água gelada ou argilas amoniacais, ou ambas, que só são estáveis a temperaturas muito baixas. Curiosamente, embora várias linhas de evidências sugiram que os meteoritos carbonáceos sejam derivados de tais asteroides, os meteoritos recuperados na Terra geralmente carecem desta característica. A cintura de asteroides coloca assim muitas questões aos astrónomos e aos cientistas planetários.
Um novo estudo liderado por investigadores do ELSI (Earth-Life Science Institute) no Instituto de Tecnologia de Tóquio sugere que estes materiais asteroidais podem ter-se formado muito longe no início do Sistema Solar, tendo depois sido transportados para o Sistema Solar interior por processos caóticos de mistura. Neste estudo, uma combinação de observações de asteroides utilizando o telescópio espacial japonês AKARI e modelagem teórica de reações químicas nos asteroides sugere que os minerais de superfície presentes nos asteroides da secção exterior da cintura principal, especialmente as argilas que contêm amoníaco (NH3), formam-se a partir de materiais base contendo NH3 e CO2 gelado que são estáveis apenas a temperaturas muito baixas e sob condições ricas em água. Com base nestes resultados, o novo estudo propõe que os asteroides da secção exterior da cintura principal se formaram em órbitas distantes e diferenciadas para dar origem a diferentes minerais em mantos ricos em água e núcleos dominados por rochas.
(a) 3,1 µm de profundidade de absorção (eixo horizontal) indicando a presença de filossilicatos de amoníaco. Preto: asteroides observados pelo AKARI. Laranja: meteoritos derivados de asteroides do tipo C. Azul: resultados teóricos de cálculo para a composição inicial, incluindo gelo amoniacal (o número é o rácio água/rochas e corresponde ao eixo horizontal na figura b seguintes). (b) Linhas pretas: reflectância dos asteroides mostrando 3,1 µm de absorção. Linha azul: reflectância das combinações minerais contendo filossilicatos de amoníaco obtidos a partir de cálculos teóricos. Linha púrpura: reflectância de um asteroide coberto com água gelada, obtido a partir de cálculos teóricos. Os locais onde aparecem três características de absorção principais são indicados por áreas coloridas. Área vermelha a cerca de 2,7 µm: minerais hidratados. Área azul a cerca de 3,1 µm: filossilicatos de amoníaco ou água gelada. Áreas verdes a cerca de 3,4 µm e 4,0 µm: carbonatos.
Crédito: reproduzido de Kurokawa et al. 2022, AGU Advances
Para compreender a origem das discrepâncias nos espectros medidos de meteoritos carbonáceos e asteroides, usando simulações de computador, a equipa modelou a evolução química de várias misturas primitivas plausíveis concebidas para simular materiais primitivos de asteroides. Utilizaram então estes modelos de computador para comparação com os espectros telescópicos obtidos.
Os seus modelos indicavam que, para corresponder aos espectros dos asteroides, o material inicial tinha de conter uma quantidade significativa de água e amoníaco, uma abundância relativamente baixa de CO2 e reagir a temperaturas inferiores a 70ºC, sugerindo que os asteroides formaram-se muito mais longe do que as suas atuais localizações no Sistema Solar. Em contraste, a ausência da característica de 3,1 µm nos meteoritos pode ser atribuída à reação possivelmente mais profunda dentro dos asteroides, onde as temperaturas atingiram valores mais elevados e, portanto, os meteoritos recuperados podem ser amostras de porções mais profundas de asteroides.
Composições minerais obtidas a partir de cálculos teóricos de reações químicas entre a água e as rochas. (a) Os materiais iniciais contêm apenas água e rochas. Não se formam filossilicatos de amoníaco em quaisquer condições. (b) Os materiais iniciais são água com gelo amoniacal e gelo seco, e rochas. Quando a proporção água/rocha (em termos de massa) é elevada, isto é, quando há bastante água, formam-se filossilicatos de amoníaco (linha azul clara pontilhada).
Crédito: reproduzido de Kurokawa et al. 2022, AGU Advances
A ser verdade, este estudo sugere que a formação da Terra e as suas propriedades únicas resultam de aspetos peculiares da formação do Sistema Solar. Haverá várias oportunidades para testar este modelo. Por exemplo, este estudo fornece previsões para o que a análise das amostras da Hayabusa2 irá encontrar. Esta origem distante dos asteroides, se correta, prevê que haverá sais amoniacais e minerais nas amostras recolhidas por esta missão espacial. Uma verificação adicional deste modelo será fornecida pelas análises dos materiais entregues pela missão OSIRIS-REx da NASA.
Este estudo também examinou se as condições físicas e químicas nos asteroides da secção exterior da cintura principal deveriam ser capazes de formar os minerais observados. A origem fria e distante dos asteroides propostos sugere que deveria haver uma semelhança significativa entre os asteroides e os cometas e levanta questões sobre a forma como cada um destes tipos de corpos se formou.
Um cenário para a formação e evolução de asteroides do tipo C, derivado deste estudo.
Crédito: reproduzido de Kurokawa et al. 2022, AGU Advances
Este estudo sugere que os materiais que deram origem à Terra podem ter-se formado muito longe no início do Sistema Solar e depois ter sido trazidos para o interior durante a história inicial especialmente turbulenta do Sistema Solar. Observações recentes de discos protoplanetários pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) encontraram muitas estruturas anulares, que se pensa serem observações diretas da formação planetesimal. O autor principal Hiroyuki Kurokawa resume o trabalho, "ainda está por determinar se a formação do nosso Sistema Solar é um resultado típico, mas numerosas medições sugerem que podemos ser capazes de contextualizar a nossa história cósmica em breve."
Rover Perseverance vai viajar até delta marciano (via JPL/NASA)
O rover Perseverance da NASA está a tentar cobrir mais distância num único mês do que qualquer rover antes - e está a fazê-lo usando inteligência artificial. No caminho à frente estão os campos de areia, crateras e campos de rochas afiadas que o veículo terá de navegar por si próprio. No final da viagem de 5 quilómetros, que começou a 14 de março de 2022, O Perseverance chegará a um antigo delta de rio dentro da cratera Jezero, onde existia um lago há milhares de milhões de anos. Ler fonte
Como o Telescópio Roman da NASA poderá ajudar a encontrar outras Terras estudando a poeira espacial (via NASA)
Uma equipa de cientistas descobriu que o Telescópio Espacial Nancy Grace Roman da NASA será capaz de medir um tipo específico de poeira espacial espalhada por dezenas de zonas habitáveis de sistemas planetários próximos, ou regiões em torno de estrelas onde as temperaturas são suficientemente amenas para que a água líquida se possa acumular à superfície destes mundos. Descobrir quanto deste material estes sistemas contêm ajudaria os astrónomos a aprender mais sobre como os planetas rochosos se formam e a orientar a procura de mundos habitáveis em futuras missões. Ler fonte
Álbum de fotografias - Um Filamento em Unicórnio
(clique na imagem para ver versão maior)
Crédito: Giorgio Ferrari
Nebulosas de reflexão azuis parecem preencher esta extensão poeirenta. A detalhada cena telescópica abrange mais de um grau na direção da ténue, mas fantasiosa constelação de Unicórnio. Vista dentro do complexo de nuvens Monoceros R1, a cerca de 2500 anos-luz de distância, a azulada IC 447 está à esquerda, unida a IC 446 por um longo filamento escuro de poeira na parte inferior direita. Em IC 447 estão embebidas jovens estrelas azuis massivas muito mais quentes do que o Sol, cuja luz é refletida pela nuvem cósmica de material estelar. As observações revelam que IC 446 também contém um objeto estelar jovem, uma estrela massiva ainda numa fase inicial de evolução. O filamento escuro de poeira e gás molecular que une as duas regiões de formação estelar tem mais de 15 anos-luz de comprimento.
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