SUPERNOVA – Tema de Discussão de hoje do Grupo de Astronomia

Grupo de Astronomia - [Supernova]

As supernovas são um tipo de estrela que representam, na verdade, a morte de uma estrela. Para entender melhor é preciso compreender como se dá todo esse processo.
Uma estrela nasce sempre em uma nuvem de poeira e gás grande e fria que se encontra, geralmente entre outras estrelas de uma galáxia. Para que se inicie a formação de uma estrela é necessário que haja algum tipo de perturbação na nuvem como, por exemplo, a explosão de uma supernova como veremos mais a frente. Ocorrida a perturbação começam a se formar grumos (aglomerados de poeira e gás) no meio da nuvem, então esses grumos por causa da quantidade de massa e da temperatura sempre crescente começam a entrar em colapso e a arrastar cada vez mais matéria para dentro de si até formar um núcleo (isso leva cerca de milhões de anos, pouco tempo para uma estrela), chamado de protoestrela. Mesmo assim, a protoestrela continua se aquecendo e arrastando matéria por meio de gravidade até o seu núcleo até se estabilizar, e se esse núcleo tiver massa o suficiente ele forma uma estrela.
Toda estrela é composta basicamente por hélio e hidrogênio e ela vai consumindo esse combustível ao longo de sua vida até que ele se esgote, ou seja, até que todo o hidrogênio tenha sido consumido. Quando isso ocorre a estrela morre, mas nem sempre ela se transforma em uma supernova. Isso vai depender de seu tamanho.
Para que ao acabar o hidrogênio a estrela se transforme em uma supernova, ela deve ter uma massa bem maior que o sol, por exemplo. Quando isso ocorre, ela começa a transformar o hélio em carbono através da fusão. É o mesmo que ocorre com outras estrelas menores, só que em uma estrela tão grande a massa é suficiente para fundir o carbono em elementos mais pesados como o enxofre e o ferro. Assim que o núcleo é fundido em ferro ele entra em colapso por causa de sua própria gravidade e começa a cair sobre si mesmo, a parte externa da ex-estrela é expulsa violentamente para o espaço e gera uma onda de choque que pode desencadear o nascimento de outras estrelas em outras galáxias. O núcleo se torna tão compacto e denso em questões de minutos, que uma pequena porção dele pesaria toneladas. Então em seu núcleo os prótons e os elétrons se fundem e formam nêutrons, nessa fase ela já é chamada de estrela de nêutrons. Se a estrela que morreu for aproximadamente trinta vezes maior que o sol então, ao invés de uma estrela de nêutrons ela formará um buraco negro.
 Importância
No meio astronômico, o estudo das supernovas talvez seja a de maior importância para a ciência moderna. A explosão de uma supernova emite uma luz milhares de vezes mais forte que a normal, é nesse momento que uma intensa onda de luz, em torno dela, se distancia e, como um tsunami, se formar uma lâmina de radiação cósmica que varrerá o espaço, iluminando o material inter-espacial “até então invisível aos instrumentos” e, dependendo da sensibilidade das lentes dos modernos telescópios espaciais, o rastro dessas lâminas poderá ser monitorado durante séculos. São utilizadas como velas-padrão para estudos da expansão do universo, técnica similar à utilizada por Edwin Hubble com cefeidas, mas, com eficiência muito maior, pois o brilho das Supernovas é bem maior.

Ocorrência e catalogação
Por ser um fenômeno relativamente raro em uma galáxia, as supernovas são catalogadas, segundo o ano e a ordem da ocorrência, às vezes imediatamente quando a lâmina de luz chega à Terra, como foi o caso da supernova descoberta em fevereiro de 1987, denominada SN 1987A. Se descobrirem outra (em arquivos fotográficos), adquire o nome de Sn 1987 B. Como, até agora, em nenhuma chapa fotográfica fez-se registro de igual ocorrência naquele ano, quer nessa ou em outra galáxia, fica dispensada a letra A. De modo que, em nossa própria galáxia, só foram observadas, até agora, apenas 3 supernovas: em 1054, 1572, 1604, as quais, devido à data, não foram bem estudadas.  E, além destas três, parecem ter sido cerca de 11 as supernovas que explodiram na Via Láctea nos últimos 20.000 anos, sempre em locais inobserváveis devido à poeira interestelar.  A supernova SN 1987A, ocorrida na galáxia satélite da Via Láctea chamada Grande Nuvem de Magalhães, foi a explosão estelar recente mais próxima da Terra, de modo que pôde ser estudada com equipamentos modernos. Diante desses números e o observado em todo o universo, calcula-se que ocorram, em média, 3 supernovas por milênio, em cada lado de galáxia (só vemos um lado) que tenha 200.000.000.000 de estrelas. Comparando com o número de estrelas que formam uma galáxia, os cosmólogos podem estimar alguns valores, como a idade das galáxias ou, se quiserem, a idade do universo observável. Compare-se esse número com a média de 30.000 novas comuns no mesmo período. Ou seja, para cada 10.000 novas, há uma supernova. Partindo do pressuposto que ocorram 3 supernovas por milênio em nossa galáxia e, considerando que a idade da Via Láctea seja de 15 a 20 bilhões de anos, matematicamente podem ter ocorrido cerca de 45 a 60 milhões de explosões de supernovas em nossa própria galáxia.

Tipo 1A
Há vários meios pelo quais uma supernova desse tipo pode se formar, mas eles compartilham um mecanismo interno comum. Se uma anã branca de carbono-oxigênio agregar bastante matéria para alcançar o limite de Chandrasekhar, de cerca de 1.38 massas solares (para uma estrela que não gire), ela poderá não ser mais capaz de suportar a carga do seu plasma, através da pressão de degeneração eletrônica, e entrar em colapso por isto. Contudo, a visão atual do fenômeno é que este limite não é normalmente atingido; aumentando a temperatura e a densidade no interior do núcleo detonando a fusão carbono quando a estrela aproxima deste limite (em cerca de 1%) antes de o colapso ter iniciado. Em poucos segundos, uma fração substancial da matéria da anã branca é consumida pela fusão nuclear, liberando bastante energia (1–2 × 1044 joules). Uma onda de choque, expandindo-se externamente, é gerada, com a matéria atingindo velocidades da ordem de 5,000–20,000 km/s ou, aproximadamente, 3% da velocidade da luz. Haverá, também, um aumento significativo da luminosidade, alcançando uma magnitude absoluta de -19.3 (ou 5 bilhões de vezes mais brilhante do que o Sol), com pequenas variações.

Tipo 1B e 1C
Estes eventos, tais como supernovas do Tipo II, são provavelmente estrelas massivas esgotadas de combustíveis em seus centros; contudo, os progenitores dos Tipos 1B e 1C perderam a maior parte de seu envoltório externo de hidrogênio, devido a seu forte vento solar ou devido à interação com uma companheira. Supernovas dos tipos 1B são tidas como resultantes do colapso de uma maciça estrela Wolf-Rayet. Existem algumas evidências de que uma pequena porcentagem das supernovas do tipo 1C pode ser a fonte de erupção de raios gama.

10 Exoplanetas que podem hospedar vida Alien – [ Tema de hoje no Grupo ]

Grupo de Astronomiat - [10 exoplanetas que podem hostear vida Alien]

Kepler-186f
Crédito: NASA Ames / Instituto SETI / JPL-Caltech
Kepler-186f é o primeiro verdadeiramente do tamanho da Terra exoplaneta já encontrado na zona habitável de sua estrela-mãe. O mundo alienígena, que se encontra 490 anos-luz da Terra, é apenas de 10 por cento maior do que o nosso próprio planeta e é quase certamente rochoso.

Gliese 581g
Crédito: Lynette Cozinhe
Este planeta é um achado controverso. Ele foi descoberto em 2010, mas houve dificuldade em obter a confirmação. Ainda assim, a Universidade de Porto Rico em Arecibo chama Gliese 581 o candidato para a vida alienígena. Se confirmado, este mundo rochoso é de cerca de 20 anos-luz de distância do Sol da Terra, e é duas a três vezes a massa da Terra. Ele orbita sua estrela-mãe, Gliese 581, aproximadamente a cada 30 dias, na constelação de Libra.

Gliese 667Cc
Crédito: Carnegie Institution for Science
Outro “super-Terra”, Gliese 667Cc também está por perto da Terra: cerca de 22 anos-luz de distância na constelação de Scorpius. O planeta tem pelo menos 4,5 vezes maior que a Terra, e leva 28 dias para fazer uma órbita em torno de sua estrela-mãe. GJ 667C – a estrela-mãe – é, na verdade, parte de um sistema triplo de estrelas. A estrela é uma estrela de classe M anão que é cerca de um terço da massa do Sol da Terra.

Kepler-22b
Crédito: NASA / Ames / JPL-Caltech
Enquanto Kepler-22b é maior do que a Terra, que orbita uma estrela que está muito perto de tamanho e temperatura para o Sol da Terra. Kepler-22b é 2,4 vezes o tamanho da Terra e, assumindo a sua efeito estufa é semelhante à da Terra, tem uma temperatura de superfície estimada de 72 graus Fahrenheit (22 graus Celsius). Seu sistema de estrelas é de cerca de 600 anos-luz de distância do Sol da Terra, na constelação Cygnus.

HD 40307g
Crédito: J. Pinfield, para a rede RoPACS na Universidade de Hertfordshire. “Super-Terra” HD 40307g órbitas confortavelmente dentro da zona habitável de sua estrela-mãe. Encontra-se a cerca de 42 anos-luz de distância da Terra, na constelação de Pictor. É tão perto que os telescópios futuros pode ser capaz de perscrutar sua superfície. Ele orbita sua estrela-mãe cerca de 56.000 mil milhas (90.000 mil km) de distância, que é pouco mais de metade da distância Terra-Sol de 93.000 mil milhas (150,000 mil km.)

HD 85512b
Crédito: ESO / M. Kornmesser
HD 85512b foi anunciado em 2011 como parte de um tesouro de 50 planetas descobertos pela Alta Precisão Radial velocidade Planeta Searcher instrumento, ou HARPS, no Chile. Este planeta é cerca de 3,6 vezes mais massa que a Terra. Vive cerca de 35 anos-luz de distância do Sol da Terra, na constelação de Vela (Vela). Os investigadores estão esperando para um dia descobrir se há água em sua superfície.

Tau Ceti e
Crédito: PHL @ UPR Arecibo (phl.upr.edu)
O candidato planeta Tau Ceti e, que foi detectado em dezembro de 2012, encontra-se a apenas 11,9 anos-luz da Terra. Este mundo é um “super-Terra”, pelo menos 4,3 vezes a massa da Terra. Dependendo de sua atmosfera, Tau Ceti e poderia ser um planeta levemente quente adequado para a vida simples, ou um mundo tórrido como Vênus.

Gliese 163c
Crédito: PHL @ UPR Arecibo
A massa de Gliese 163c coloca o planeta em uma zona cinzenta. O planeta é sete vezes a massa da Terra, o que poderia torná-lo um grande planeta rochoso ou um gigante gasoso anão. Gliese 163c gira em torno de seu planeta dim estrela a cada 26 dias, a uma distância de 50 anos-luz de distância da Terra. Sua estrela-mãe é, na constelação de Dorado.

581d Gliese
Crédito: Debivort | Wikimedia Commons
Pelo menos um estudo supõe que Gliese 581d pode ter uma atmosfera de dióxido de carbono de espessura. É cerca de sete vezes mais massa que a Terra, orbita uma estrela anã vermelha, e é um planeta irmã para o Gliese 581g também, potencialmente habitável. Com apenas 20 anos-luz de distância do Sol, Gliese 581d é, essencialmente, no quintal da Terra.

Tau Ceti f
Crédito: PHL @ UPR Arecibo (phl.upr.edu)
Tau Ceti f é um candidato super-Terra como seu irmão de Tau Ceti e, mas que orbita perto da borda externa da zona habitável do Tau Ceti. Tau Ceti f é pelo menos 6,6 vezes a massa da Terra e pode ser adequado para a vida, se suas armadilhas atmosfera quantidades significativas de calor.

Tema de Hoje: Variação Orbital ou Ciclos de Milankovitch

Grupo de Astronomia - [Ciclos de Milankovitch]

     De acordo com as descobertas matemáticas de Milankovitch (Imbrie & Imbrie, 1979), a intensidade dos efeitos da insolação varia com a latitude. A influência do ciclo de obliqüidade, a inclinação do eixo da Terra, que oscila aproximadamente a cada 41 mil anos, é maior nas regiões polares, tornando-se mais fraca em direção ao equador. Por outro lado, a influência do ciclo deprecessão, cujo período é de cerca de 22 mil anos, provocando a variação da distância entre a Terra e o Sol, é menor nos pólos e maior no equador. Como a quantidade de radiação recebida em uma dada latitude e estação é determinada pelo ângulo de inclinação e pela distância entre a Terra e o Sol, a forma da curva de radiação varia sistematicamente do pólo ao equador (Imbrie & Imbrie,1979).

Milankovitch também fez cálculos que apresentavam a resposta quantitativa dos mantos de gelo às mudanças na radiação solar. Publicou seus resultados em 1938, mostrando as variações em latitude das margens dos mantos de gelo para os últimos seiscentos e cinqüenta mil anos. Porém, seus cálculos não mostraram a excentricidade como um fator indutivo importante nas glaciações.

A teoria de Milankovitch foi alvo de disputas durante décadas. Porém, em 1976, demonstraram que as freqüências astronômicas estavam presentes de forma significativa nos dados paleoclimáticos. Assumiram primeiramente em seu estudo que o sistema climático tinha uma resposta linear à indução orbital. A partir de dois testemunhos do fundo do mar, que continham um registro contínuo de 450 mil anos, analisaram três parâmetros sensíveis às mudanças climáticas e os transformaram em séries temporais geológicas. Os parâmetros eram a composição isotópica de oxigênio em foraminíferos planctônicos, uma estimativa das temperaturas de verão na superfície do mar, baseada em radiolários, e a abundância relativa de outras espécies de radiolários. As técnicas numéricas de análise espectral utilizadas pelos autores foram desenvolvidas para procurar evidências nas freqüências de variação da obliqüidade e da precessão. Encontraram, nos espectros de intensidade, ciclos quase-periódicos correspondentes aos orbitais.

Contudo, apesar da presença dos períodos de 42 mil e de 19 e 23 mil anos, representando a obliqüidade e a precessão respectivamente, os ciclos dominantes em todos os espectros analisados variavam entre 94 e 122 mil anos, o período da excentricidade. Esse ciclo não havia sido levado em consideração quando do desenvolvimento da análise espectral, mas tinha aparecido naturalmente, como uma forte evidência de sua importância na indução das glaciações, uma idéia que já vinha sendo fermentada na época.

Concluíram que a indução devida à excentricidade não poderia resultar em uma resposta linear do sistema climático. Seus efeitos seriam provocados pela modulação que esse ciclo provocaria no de precessão, que possui uma amplitude proporcional. Uma resposta a essa modulação seria a observada nos mantos de gelo. A indução provocada pela precessão implicaria num tempo de crescimento das geleiras maior que o de recuo. O tempo de crescimento seria proporcional ao ciclo de 100 mil anos, com uma recessão rápida de alguns milhares de anos.

Apesar de ainda existirem argumentos a favor de uma casualidade entre os períodos orbitais e suas respostas climáticas, após décadas de discussões, a indução orbital no clima é hoje em dia aceita pela maior parte dos geocientistas.

André Berger tem sido um dos autores que mais publicam trabalhos sobre as bases matemáticas desse assunto. Segundo esse autor (Berger, 1980), a teoria de Milankovitch indica que as glaciações ocorrem quando:

a-) o verão começa no afélio, ou seja, quando a distância entre a Terra e o Sol é maior;

b-) a excentricidade é máxima, ou seja, a distância entre a Terra e o Sol no afélio é a maior possível. Isso afeta não só a intensidade relativa e a duração das estações nos diferentes hemisférios, mas também a diferença entre a insolação máxima e mínima recebida durante um ano;

c-) a obliqüidade é baixa, significando que a diferença entre verão e inverno é fraca e o contraste latitudinal é maior. Em suma, as glaciações são iniciadas quando os verões são frios, como argumentou Köppen (Imbrie & Imbrie, 1979), pois a diminuição na insolação inibe a fusão das geleiras, que, dessa forma, se expandem, gerando grandes mantos de gelo continentais. O acréscimo da área glaciária intensifica também o albedo e a perda de energia calorífica, aumentando ainda mais o volume e a área das geleiras. Sendo assim, as diferenças na insolação e a ocorrência de períodos glaciais acontecem em função dos ciclos orbitais.

Se a energia proveniente do Sol é assumida como constante, a quantidade de radiação solar que atinge o topo da atmosfera terrestre em uma dada latitude e estação depende apenas das mudanças da posição do eixo da Terra em relação ao seu movimento em torno do Sol, as quais são produto dos efeitos gravitacionais do sistema formado pela Terra, pelo Sol e pela Lua e das influências dos outros planetas do sistema solar. Porém, os padrões geográficos e sazonais de irradiação dependem principalmente apenas da obliqüidade e da precessão (Imbrie &Imbrie, 1980).


A Variabilidade do Clima na Terra

O planeta já sofreu, ao longo de sua existência de 4,5 bilhões de anos, processos de resfriamentos e aquecimentos extremos. Está comprovado que houve alternância de climas quentes e frios (Terra estufa – “hothouse” – e Terra geladeira – “icehouse”, na linguagem dos paleoclimatologistas), sendo este um fenômeno corrente na história do planeta.

Atualmente o planeta está na situação de geladeira.
O último episódio de resfriamento ou glaciação, iniciado no Pleistoceno (1,8 milhões de anos antes do presente) teve seu ápice há cerca de 18 000 anos, quando, começou o processo de aquecimento, que continua nos dias de hoje. No entanto, o aquecimento não se dá sobre uma curva contínua. Neste espaço de tempo de 18 000 anos houve épocas de aquecimento e resfriamento, causando variações às vezes bruscas de temperaturas em períodos variáveis, mas que podiam ser de décadas ou menos, de vários graus Celsius.

A comprovação destes fatos é fornecida pela análise de testemunhos de sondagens, de centenas de metros, obtidos no Ártico e na Antártida, através da análise da composição isotópica do oxigênio encontrado nas bolhas de ar presas no gelo.
Durante os últimos 500 milhões de anos, a Terra passou por quatro episódios extremamente quentes (“hothouse episodes”), sem gelo e com níveis elevados dos oceanos, e quatro episódios extremamente frios(“icehouse episodes”), como o que vivemos atualmente, com camadas de gelo, glaciares e níveis de água relativamente baixos nos oceanos.

Pensa-se que esta variação de mais longo termo se deve a variações no influxo de radiação recebida devidas à viagem do nosso sistema solar através da galáxia, correspondendo os episódios mais frios a encontros com os braços espirais mais brilhantes, onde a radiação é mais intensa. Os episódios frios mais frequentes, cada 34 milhões de anos, mais ou menos, ocorrem provavelmente quando o sistema solar passa através do plano médio da galáxia. Os episódios extremamente frios de há 700 e 2300 milhões de anos, em que até no equador havia gelo, correspondem a períodos em que havia uma taxa de nascimentos de estrelas na nossa galáxia anormalmente alta, implicando um grande número de explosões de estrelas e uma radiação cósmica muito intensa.

O carbono-14 radioativo e outros átomos raros produzidos na atmosfera pelas partículas cósmicas fornecem um registro de como as suas intensidades variaram no passado e explicam a alternância entre períodos frios e quentes durante os últimos 12 000 anos. Sempre que o Sol era fraco e a radiação cósmica forte, seguiram-se condições frias, como a mais recente, na Pequena Idade do Gelo de há 300 anos.

Considerando escalas de tempo mais longas, encontra-se uma explicação credível para as variações de maior amplitude do clima da Terra.

Aqui um video (in english) explicando as mudanças climáticas além do ciclo de Milankovitch causadas por o aquecimento global pela liberação de CO2 e outros gases em nossa atmosfera:

Regras para criação de Slides no grupo de Astronomia

Quanto ao slide este deve ser resumido ao tema escolhido no grupo ou de livre escolha devendo obrigatoriamente ser relacionado à astronomia.

Nível: em primeiro momento descritivo, em segundo, técnico.
Medida: 1280×960 pixels (tamanho de um slide padrão 2008 do powerpoint)

image

Objetivo: Fornecer dados e imagens de modo a incentivar a pesquisa e a discussão interna no grupo; Fazer parte de um livro gráfico de mwsma resolução após 1 ano ou mais de temas debatidos e discutidos no grupo.
Texto: O texto deve ser claro e não contrastar com o fundo do slide se for este branco então o texto em negro e se o fundo for escuro o texto sendo branco ou em cor clara.
Imagens: Pode conter as imagens que forem necessárias para a explicação do tema porém em segunda instância devendo o texto estar em primeiro lugar.

Como montar um slide?
Dicas:
1) Colete ou pesquise três textos ou fontes de um mesmo tema
2) Resuma o texto dos três em um slide cuidando para não repetir idéias e conceitos
3) Pesquise imagens de alta resolução para o fundo e as fotos (quanto maior a resolução mais bonito ficará na hora da impressão em pdf ou livro.
4) Monte um título bem destacado, uma breve introdução e os tópicos principais com as imagens.
5) Ao ser finalizado exporte em jpeg ou png de boa resolução ou se feito no powerpoint clique em apresentar slide e capture a tela cheia da apresentação salvando em jpeg ou png.

É isso, boa criação de Slides!

Rafael Monteblanco from WordPress for Android

Tema de Hoje: Cometas

Grupo de Astronomia - [Cometas]

No sistema solar exterior, os cometas permanecem congelados e são extremamente difíceis ou impossíveis de detectar a partir da Terra devido a seu tamanho minúsculo. Detecções estatísticas de núcleos de cometas inativos no Cinturão de Kuiper tem sido relatadas a partir das observações do Telescópio Espacial Hubble, mas estas detecções tem sido questionadas, e ainda não foram confirmadas de forma independente. Conforme um cometa se aproxima do sistema solar interior, a radiação solar faz com que os materiais voláteis dentro do cometa vaporizem e sejam ejetadas do núcleo, carregando poeira junto com ela. Os fluxos de poeira e gás liberados formam uma enorme e extremamente tênue atmosfera em torno do cometa, chamada de coma, e a força exercida na coma pela pressão de radiação do Sol, e o vento solar, fazem com que uma enorme cauda se forme, que sempre aponta para longe do Sol.

Tanto a coma quanto a cauda são iluminadas pelo Sol e podem se tornar visíveis da Terra quando um cometa passa pelo sistema solar interior, a poeira refletindo a luz do sol diretamente e os gases brilhando a partir da ionização. Muitos cometas são muito fracos para serem vistos sem a ajuda de um telescópio, mas alguns poucos a cada década se tornam visíveis o suficiente para serem vistos a olho nu. Ocasionalmente um cometa pode experimentar um súbito e imenso jato de gás e poeira, durante o qual o tamanho da coma temporariamente aumenta em tamanho. Isto aconteceu em 2007 ao cometa Holmes.

Os fluxos de poeira e gás cada um forma sua própria cauda distinta, apontando em direções um pouco diferentes. A cauda de poeira é deixada atrás na órbita do cometa de forma de uma curva inclinada geralmente chamada de anticauda. Ao mesmo tempo, a cauda de íons, feita de gases, sempre aponta diretamente além do Sol, já que este gás é afetado muito mais pelo vento solar que a poeira, seguindo linhas de campo magnético em vez de uma trajetória orbital. A paralaxe das visualizações da Terra podem fazer com que às vezes as caudas apontem para direções diferentes.

Apesar do núcleo sólido dos cometas geralmente ter menos de 50 quilômetros, a coma pode ser maior que o Sol, e as caudas iônicas já foram vistas estendendo-se por uma unidade astronômica (150 milhões de quilômetros) ou mais.9 A observação das anticaudas contribuiu imensamente para a descoberta do vento solar..19 A cauda iônica é formada como resultado do efeito fotoelétrico da radiação ultravioleta solar, agindo sobre as partículas da coma. Uma vez que as partículas estejam ionizadas, elas ficam com carga elétrica negativa que por sua vez dá origem a uma “magnetosfera induzida” em torno do cometa. O cometa e seu campo magnético induzido formam um obstáculo ao fluxo das partículas de vento solar. Como a velocidade orbital relativa do cometa e do vento solar é supersônica, uma onda de choque é formada à frente do cometa, na direção do fluxo do vento solar. Nesta onda de choque, grandes concentrações de íons cometários se juntam e contribuem para “carregar” o campo magnético solar com plasma, de tal forma que as linhas de campo “dobram” em torno do cometa formando a cauda iônica..

Se a carga da cauda iônica é suficiente, então as linhas de campo magnético são pressionadas juntos ao ponto de, a certas distâncias ao longo da cauda iônica, aconteça a reconexão magnética. Isto leva a um “evento de desconexão de cauda”. Este fenômeno foi observado em várias ocasiões, mais notavelmente em 20 de abril de 2007, quando a cauda iônica do cometa Encke foi completamente separada quando o cometa passou por uma ejeção de massa coronal. Este evento foi observado pelas sondas STEREO.

Em 1996 descobriu-se que os cometas emitem raio X. Esta descoberta surpreendeu os pesquisadores, por que a emissão de raio X é normalmente associada a corpos com altas temperaturas. Acredita-se que os raios X sejam gerados pela interação entre os cometas e o vento solar: quando íons muito carregados atravessam a atmosfera cometária, eles colidem com átomos e moléculas do cometa, “arrancando” um ou mais elétrons do cometa. A retirada dos elétrons leva a emissão de raios X e fótons de ultravioleta.

Os Cometas trouxeram a vida para a Terra?

Uma nova pesquisa da Universidade da Califórnia em Berkeley e da Universidade do Havaí em Manoa, ambas nos EUA, traz evidências de que cometas como o Halley podem ter sido um terreno fértil para moléculas complexas como dipeptídeos.

Sendo assim, quando colidiriam com a Terra milhões de anos atrás, podem ter trazido essas moléculas e semeado o crescimento de proteínas mais complexas e açúcares necessários para o surgimento da vida no nosso planeta.

Origem da vida na Terra

Os cientistas acreditam que a Terra foi fundida quando se formou, há 4,6 bilhões de anos. Ela teria permanecido assim durante os primeiros 50 a 100 milhões anos de existência, e tal calor sugere que o planeta estava seco.

Quando surgiu a água na Terra, então? Que tipo de coisa carregada com água poderia ter atingido nosso planeta? Os cometas são a resposta óbvia. Esses pedaços gigantes de gelo, juntamente com asteroides rochosos, que são os restos da formação do sistema solar, podem ter trazido água a Terra.

Além disso, os astrônomos acreditam que as superfícies de cometas são revestidas com compostos orgânicos, o que sugere que também podem ter fornecido outros ingredientes essenciais para a vida.

No entanto, enquanto os cientistas já descobriram moléculas orgânicas básicas, tais como aminoácidos, em numerosos meteoritos que caíram na Terra, eles têm sido incapazes de encontrar estruturas mais complexas moleculares que são pré-requisitos para a biologia do nosso planeta. Como resultado, a maioria assume que a química realmente complicada da vida deve ter se originado nos oceanos primitivos da Terra.

O novo estudo

Agora, uma nova experiência que simulou condições do espaço profundo revelou que os blocos de construção complexos da vida poderiam ter sido criados na poeira interplanetária gelada do espaço e levados para a Terra a partir de cometas, por exemplo.

Em uma câmara de ultravácuo refrigerada a 10 graus acima do zero absoluto (-273,15°C), a equipe havaiana simulou uma bola de neve gelada no espaço, que continha dióxido de carbono, amônia e vários hidrocarbonetos, como metano, etano e propano.

Quando ela foi atingida com elétrons de alta energia para simular os raios cósmicos do espaço, as substâncias químicas reagiram e formaram compostos orgânicos complexos, especificamente dipeptídeos, essenciais para a vida.

Na Universidade de Berkeley, os cientistas então analisaram os resíduos orgânicos através de um instrumento ultrassensível para identificação de pequenas moléculas do sistema solar, e esta análise revelou a presença de moléculas complexas – nove aminoácidos diferentes e pelo menos dois dipeptídeos, capazes de catalisar a evolução biológica na Terra.

Em resumo, os pesquisadores mostraram que as condições no espaço são capazes de criar dipeptídeos complexos – pares ligados de aminoácidos -, que são blocos de construção essenciais compartilhados por todas as coisas vivas.

A descoberta abre a porta para a possibilidade de que estas moléculas foram trazidas para a Terra a bordo de um cometa ou, possivelmente, de meteoritos, que catalisaram a formação de proteínas (polipéptidos), enzimas e moléculas ainda mais complexas, tais como açúcares, no nosso planeta.

“É fascinante considerar que os mais básicos blocos bioquímicos que deram origem à vida na Terra podem ter tido uma origem extraterrestre”, disse o químico Richard Mathies.

Sites de Pesquisa e Material SUPER Completo sobre Cometas:

http://pt.wikipedia.org/wiki/Cometa

http://cometaszone.blogspot.com.br/

Tema de Hoje: Sondas Espaciais – Voyager 1

Grupo de Astronomia - [Voyager 1]

Voyager 1 é uma sonda espacial norte-americana lançada ao espaço em 5 de setembro de 1977 para estudar o Sistema Solar exterior e, posteriormente, o espaço interestelar. Em operação há mais de 36 anos, a sonda espacial recebe comandos de rotina e transmite dados para a Terra até hoje. A sonda encontra-se atualmente fora do Sistema Solar, informação que foi oficialmente confirmada pela NASA no dia 12 de setembro de 2013.

A sonda Voyager 1 foi lançada em 5 de setembro de 1977 para estudar o Sistema Solar exterior, isto é, a região do nosso sistema onde estão os planetas gigantes, junto com a sonda gêmea Voyager 2. Curiosamente, a Voyager 1 foi lançada depois da Voyager 2, mas, movendo-se mais rápido, ela a ultrapassou e se tonou o objeto manufaturado que viajou a maior distância na história.

A noção que a Voyager 1 iria escapar do Sistema Solar (assim como a 2 e as sondas Pioneer 1 e 2 que as precederam) fez com todas essas sondas fossem lançadas com um disco de ouro, para evitar a degradação, com imagens e sons da Terra. A “capa” desses discos contêm informações de nossa localização no espaço, a partir da triangulação de vários pulsares da nossa galáxia. Dentro, o disco tem saudações de diferentes povos da Terra, sons tão variados que vão desde Chuck Berry, até o canto de baleias, passando por trovões e ondas do mar. Imagens mostram diferentes lugares da Terra, a diversidade de povos, fauna, flora e acidentes geológicos.

640px-Voyager_Golden_Record_fx

Depois de completar a missão principal, passando por Saturno e seu sistema de satélites, a sonda entrou em sua missão secundária de estudar a região interestelar em 02 de outubro de 1989. No dia 14 de fevereiro de 1990 suas câmeras foram usadas pela última vez, obtendo uma “foto de família”, uma composição que mostrava todo o Sistema Solar. Nessa foto, Carl Sagan, o idealizador dessa imagem, notou que a Terra era um mero ‘pálido ponto azul’, Insignificante perante todo o sistema, mas o mais importante de todos os pixels. Depois disso, as câmeras foram desligadas, pois ninguém espera que haja alguma coisa para ser vista. Apesar de ser possível religa-las, ninguém espera que elas possam funcionar depois de tanto tempo inoperante.

Mas a sonda em si não está inoperante! Abastecida por um sistema de energia nuclear de plutônio, os instrumentos de detecção de raios cósmicos, de partículas carregadas e seu magnetômetro ainda estão funcionais. Esses instrumentos têm sido usados para medir a influência do campo magnético solar. Todo o Sistema Solar fica envolto numa espécie de bolha de plasma, chamada de heliosfera, formada pelo Sol. Conforme nos distanciamos do Sol essa bolha vai se enfraquecendo. A Voyager 1 vem fazendo medidas do campo magnético solar, justamente para saber quando o campo magnético registrado atinge seu valor mínimo e se torna constante. Isso indica quando o campo Solar se equipara ao campo interestelar, em outras palavras, indica o fim da influência do Sol em suas vizinhanças, o que foi convencionado como o fim do Sistema Solar.

O problema é que a heliosfera não tem uma fronteira simples, nem mesmo suave, para que se possa dizer daqui para frente não é mais o Sistema Solar. Na verdade é uma zona de transição turbulenta, onde o plasma assume diferentes densidades, de modo que por vezes os dados induziam a pensar que a sonda já tinha chegado lá, mas agora é oficial, a sonda Voyager 1 deixou definitivamente nosso Sistema Solar e está no espaço interestelar.

O martelo foi batido ontem, 12 de setembro, quando uma equipe de pesquisadores liderados por Don Gurnett da Universidade de Iowa publicaram uma artigo na revista Science demonstrando que a Voyager 1 já estava navegando no espaço interestelar há pelo menos um ano. Desde agosto de 2012 os instrumentos da sonda já mostravam as variações de densidade típicas da zona de transição, mas como elas nunca se estabilizavam para indicar firmemente que se tratava do plasma interestelar, já que ninguém sabia ao certo o valor da densidade do plasma fora da heliosfera.

Mas em março de 2012, uma ejeção de massa coronal do Sol ajudou a resolver esse enigma. Quando esse pedaço de plasma do Sol atingiu a Voyager, em abril de 2013, seus instrumentos detectaram que a densidade do plasma tinha se tornado 40 vezes maior do que estava anteriormente. Depois que a massa ejetada passou pela sonda os valores da densidade voltaram aos valores anteriores, que eram praticamente os mesmos registrados em outubro e novembro de 2012. Ou seja, esses valores erráticos conhecidos desde outubro passado já eram os valores do meio interestelar. Fazendo-se uma extrapolação entre os dados disponíveis, Gurnett e colaboradores chegaram à conclusão que a Voyager 1 já tinha atingido regiões com a densidade de plasma compatível com o meio interestelar em agosto de 2012.

A sonda está atualmente a 19 bilhões de km do Sol e ainda assim os técnicos da NASA recebem dados dela todos os dias, transmitidos a uma velocidade de 163 bps e com uma potência de 23 W, ou o equivalente a luz produzida por uma lâmpada de uma geladeira. São necessárias 17 horas para que esses dados cheguem à Terra.

Não obstante, um esforço combinado de várias antenas de rádio telescópios dos Estados Unidos, numa técnica chamada de Conjunto de Antenas de Base Muito Longa, miraram para a direção da Voyager 1 e obtiveram essa imagem, baseada nas transmissões da nave. Audaciosamente indo onde ninguém jamais esteve, nosso pálido ponto azul finalmente deixou nossas vizinhanças.

Voyager_bye022

Personalidades da Astronomia: Johannes Kepler

image

Johannes Kepler (1571 – 1630) foi um astrônomo e filósofo alemão, que ficou famoso por formular e verificar as três leis do movimento planetário conhecidas como as leis de Kepler. Ele nasceu do dia 27 de dezembro de 1571, em Weil der Stadt, em Württenberg, e estudou teologia e ciências exatas na universidade de Tübingen. Ali foi influenciado por um professor de matemática, chamado Michael Maestlin, partidário da teoria heliocêntrica do movimento planetário desenvolvida, inicialmete, pelo astrônomo polonês Nicolau Copérnico. Kepler aceitou imediatamente a teoria de Copérnico ao acreditar que a simplicidade da ordem planetária tinha de ter sido o plano de Deus.

Em 1594, quando Kepler foi embora de Tübingen e foi para Graz, Áustria, elaborou uma hipótese geométrica complexa para explicar a distância entre as órbitas planetárias (órbitas que eram, erroneamente, consideradas circulares). Posteriormente, Kepler deduziu que as órbitas dos planetas são elípticas. Kepler propôs que o sol exerce uma força que diminui de forma inversamente proporcional à distância e impulsiona os planetas ao redor de suas órbitas. Publicou, em 1596, suas teorias em um tratado chamado Mysterium Cosmographicum. Esta obra é importante porque apresentava a primeira demonstração ampla e convincente das vantagens geométricas da teoria de Copérnico.

Kepler foi professor de astronomia e matemática na universidade de Graz desde 1594 até 1600, quando se tornou ajudante do astrônomo Tycho Brahe em seu observatório de Praga. A morte de Brahe, em 1601, fez com que Kepler assumisse seu cargo de matemático imperial e astrônomo da côrte do Imperador Rodolfo II. Uma de suas obras mais importantes durante este período foi Astronomia Nova (1609), foi o ápice de seus esforços para calcular a órbita de Marte. Este tratado contém a exposição de duas das chamadas leis de Kepler sobre o movimento planetário. Segundo a primeira lei de Kepler (lei das órbitas), os planetas giram em órbitas elípticas ao redor do sol. A segunda lei de Kepler (lei das áreas), afirma que uma linha imaginária desde o sol a um planeta percorre áreas iguais a uma elipse durante intervalos iguais de tempo, em outras palavras, um planeta girará com maior velocidade quanto mais próximo estiver do sol.

Em 1612, Kepler se tornou matemático dos estados da Áustria. Enquanto vivia em Linz, publicou seu Harmonices mundi, Libri (1619), cuja parte final contém outra descoberta sobre o movimento planetário (terceira lei de Kepler), a relação do cubo da distância média de um planeta ao sol e o quadrado do período da revolução do planeta é uma constante e é a mesma para todos os planetas.

Na mesma época, publicou um livro, Epítome astronomiae copernicanae (1618 – 1621), que reúne todas as descobertas de Kepler em um só livro. Igualmente importante foi o primeiro livro de astronomia baseado nos princípios de Copérnico, e durante as três décadas seguintes teve uma influência capital convertendo muitos astrônomos ao copernicanismo kepleriano.

A última obra importante foram as Tabelas Rudolfinas (1625). Baseando-se em dados de Brahe, as nove tabelas de movimento planetário reduzem os erros médios da posição real de um planeta. O matemático e físico inglês Isaac Newton baseou-se nas teorias e observações de Kepler para formular sua lei da gravitação universal.

Kepler também contribui no campo da ótica e desenvolveu um sistema infinitesimal em matemática, que foi um antecessor do cálculo.

Morreu no dia 15 de novembro de 1630, em Ragensburg.

Tema do grupo em 15 de Outubro de 2014.

Rafael Monteblanco from WordPress for Android