Os Cinturões de Van Allen são aceleradores de partículas
NASA’s Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md.
Os cientistas descobriram um enorme acelerador de partículas no coração de uma das regiões mais inóspitas do espaço próximo da Terra, uma região povoada por partículas carregadas e super-energéticas, chamadas de Cinturões (de Radiação) de Van Allen. Os cientistas sabiam que algo no espaço acelerava as partículas dentro dos cinturões de radiação acima de 99% da velocidade da luz, mas eles não sabiam o que esse “algo” era. Novos resultados das Sondas Van Allen da NASA mostram que a energia aceleradora vem de dentro dos próprios cinturões. As partículas em seu interior parecem levar um chute de energia, o que as acelera cada vez mais, de forma muito parecida a empurrões perfeitamente sincronizados em um balanço em movimento.
A descoberta de que as partículas são aceleradas por uma fonte local de energia é comparável à descoberta de que os furacões nascem de uma fonte de energia local, tal como uma região de águas oceânicas aquecidas. No caso dos cinturões, a fonte é uma região de intensas ondas eletromagnéticas que tira energia de outras partículas localizadas na mesma região. Conhecer a localização da acleração irá ajudar os cientistas a melhorar as previsões do tempo espacial, porque mudanças nos cinturões de radiação podem trazer riscos para os satélites em órbita próxima da Terra. Os resultados foram publicados hoje na Science.
De forma a que os cientistas pudessem compreender melhor o que se passa dentro dos cinturões, as Sondas Van Allen foram projetadas para voar direto por dentro dessa área turbulenta do espaço. Quando missão foi lançada em agosto de 2012, ela tinha como objetivos principais compreender como as partículas dentro dos cinturões eram aceleradas até essas energias ultra-altas e como essas partículas, algumas vezes, logravam escapar. Ao estabelecer que essa aceleração ultra-intensa vem desses “chutes” locais de energia – e não de um processo mais generalizado – os cientistas conseguiram responder definitivamente a uma dessas importantes questões pela primeira vez.
“Este é um dos resultados mais esperados e entusiasmantes das Sondas Van Allen”, declara David Sibeck, cientista do projeto das Sondas Van Allen no Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, Maryland. “É o principal motivo pelo qual a missão foi lançada”.
Os cinturões de radiação foram descobertos com o lançamento dos primeiros satélites americanos que chegaram com sucesso ao espaço, Explorer I e III. Rapidamente se percebeu que os cinturões eram um dos ambientes mais perigosos que uma espaçonave poderia enfrentar. A maior parte das órbitas de satélites é escolhida para se encolher por baixo dos cinturões de radiação, ou para circular por fora deles, ou ainda, como no caso dos satélites do GPS, operar entre os dois cinturões. Quando os cinturões oscilam, por causa do “mau tempo” espacial, eles podem abranger essas espaçonaves, expondo-as a perigosas radiações. De fato, a maior parte dos defeitos permanentes nas espaçonaves foi causada pela radiação. Com um aviso suficiente, a tecnologia pode ser protegida das piores consequências, mas este aviso só pode ser emitido se realmente conhecermos a dinâmica do que acontece dentro dos misteriosos cinturões.
“Até a década de 1990, nós pensávamos que os cinturões de Van Allen eram bem-comportados e mudavam lentamente”, esclarece Geoff Reeves, o primeiro autor do artigo e pesquisador dos cinturões de radiação no Laboratório Nacional de Los Alamos, Novo México. “A cada nova medição realizada, entretanto, percebemos o quão rápido e de maneira imprevisível os cinturões mudavam. Eles basicamente jamais estão em equilíbrio, mas em um estado de contínua mudança”.
De fato, os cientistas perceberam que os cinturões nem sequer mudam de maneira consistente em resposta ao que parecem ser estímulos similares. Algumas tempestades solares faziam os cinturões se intensificarem; outras os tornavam esgotados; e algumas pareciam nem ter qualquer efeito. Tais efeitos disparatados a eventos aparentemente similares sugeriam que esta região era muito mais misteriosa do que se pensava. Para compreender – e, eventualmente, ser capaz de predizer – quais tempestades solares intensificariam os cinturões de radiação, os cientistas precisavam saber de onde vinha a energia que acelerava as partículas.
As Sondas gêmeas Van Allen foram projetadas para distinguir duas possibilidades genéricas sobre os processos que aceleravam as partículas a tais impressionantes velocidades: aceleração radial ou aceleração local. No caso da aceleração radial, as partículas são transportadas perpendicularmente aos campos magnéticos que envolvem a Terra, das áreas de menor intensidade magnética, longes da Terra, até áreas de intensa força magnética, próximas da Terra. As leis da física ditam que as velocidades das partículas neste cenário aumentará com a intensificação dos campos magnéticos. Assim, as velocidades das partículas deveriam aumentar ao se aproximarem da Terra, de forma muito parecida com a que uma pedra que rola morro abaixo aumenta de velocidade simplesmente devido à gravidade. No caso da aceleração local, a teoria afirma que as partículas recebam energia de uma fonte local, de forma mais parecida com a qual as águas aquecidas dos oceanos alimentam furacões acima delas.
Para poder distinguir entre essas duas possibilidades, as Sondas Van Allen consistem de duas espaçonaves. Com dois conjuntos de observações, os cientistas podem medir as partículas e as fontes de energia em duas regiões do espaço simultaneamente, o que é crucial para distinguir entre causas locais e as que têm origem remota. Igualmente, cada espaçonave é equipada com sensores para medir a energia e a posição das partículas e determinar o ângulo de ataque – ou seja, o ângulo do movimento com respeito aos campos magnéticos da Terra. Tudo isso iria variar de maneiras diferentes, dependendo das forças que agem sobre elas, o que auxiliou os cientistas a distinguir entre as teorias.
Equipados com esses dados, Reeves e sua equipe observaram uma rápida elevação da energia de elétrons de alta energia em 9 de outubro de 2012. Se a aceleração desses elétrons estivesse ocorrendo por causa do transporte radial, os efeitos medidos começariam longe da Terra e se movendo para dentro, devido ao próprio formato e a própria intensidade desses campos envoltórios. Em tal cenário, as partículas que se movessem através dos campos magnéticos pulariam naturalmente de um par o seguinte, em cascata, arrebanhando energia durante o caminho – similar ao cenário da pedra que rola morro abaixo.
No entanto as observações não mostraram uma intensidade que se formasse mais afastada da Terra e gradualmente se movesse para dentro. Em lugar disto, elas mostraram um aumento de energia que começava bem no meio dos cinturões de radiação e gradualmente se espalhava tanto para dentro, como para fora, o que implicava em uma fonte de aceleração local.
“Neste caso em particular, toda aceleração ocorreu em um período de cerca de 12 hors”, relata Reeves. “Com as medições anteriores, um satélite só seria capaz de voar através de um tal evento uma vez e não teria a chance de testemunhar as mudanças realmente acontecendo. Com as Sondas Van Allen tínhamos dois satélites e, assim, pudemos observar como as coisas se modificam e onde essas mudanças começam”.
Os cientistas acreditam que estes novos resultados levarão a melhores previsões sobre a complexa cadeia de eventos que intensificam os cinturões de radiação a níveis que podem danificar satélites. Muito embora o trabalho demonstre que a energia local vem de ondas eletromagnéticas que percorrem os cinturões, não se sabe exatamente quais dessas ondas podem ser a causa. Durante o conjunto de observações descrito no artigo, as Sondas Van Allen observaram um tipo específico de onda, chamadas ondas corais, ao mesmo tempo que as partículas eram aceleradas, porém serão necessários mais estudos até que se estabeleça uma relação de causa e efeito.
“Este artigo ajuda a diferenciar entre duas soluções genéricas”, ressalva Sibeck. “Ele demonstra que a aceleração pode ocorrer localmente. Agora, os cientistas que estudam ondas e campos magnéticos vão se debruçar sobre o problema e descobrir que tipo de onda forneceu o empuxo”.
Felizmente, esta tarefa também será auxiliada pelas Sondas Van Allen Probes, que também são cuidadosamente projetadas para medir e distinguir entre os diversos tipos de ondas eletromagnéticas.
“Quando os cientistas projetaram a missão e os instrumentos das sondas, eles contemplaram as dúvidas científicas e disseram: ‘Esta é uma grande oportunidade para fazer algumas descobertas fundamentais sobre como as partículas são aceleradas’ “, disse Nicola J. Fox, cientista associado do projeto no Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins em Laurel, Maryland. “Com cinco conjuntos idênticos de instrumentos a bordo de cada espaçonave – cada um com um amplo espectro de detecção de ondas e partículas – nós temos a melhor plataforma já criada para poder compreender melhor esta região crítica do espaço acima da Terra”.
O Laboratório de Física Aplicada construiu e opera as Sondas gêmeas Van Allen para a Diretoria de Missões Científicas da NASA. As Sondas Van Allen são a segunda missão do programa Living With a Star NASA, gerenciado pelo Centro Goddard, para explorar os aspectos do sistema Sol-Terra que afetam diretamente a vida e a sociedade.
Para mais informações sobre as sondas Van Allen (em inglês), visite:
As neves de um proto-sistema solar
National Radio Astronomy Observatory
A neve cai em torno de um recém nascido sistema solar
Região de gelos dá uma ajuda para a formação de cometas e planetas
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Os astrônomos, com o auxílio do novo telescópio ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) obtiveram a primeiríssima imagem de uma linha de neve em um sistema solar em gestação. Acredita-se que esta “acidente geográfico” tenha um papel essencial na formação e na composição química dos planetas em torno de uma estrela jovem.
Na Terrra, a neve tipicamente se forma em grandes altitudes, onde as temperaturas baixas transformam a umidade atmosférica em neve. De modo muito parecido, acredita-se que as linhas de neve se formem em torno de jovens estrelas nas regiões mais distantes e frias dos discos de onde se formam os sistemas planetários. Dependendo da distância para a estrela, entretanto, outras moléculas mais exóticas podem se congelar e se transformar em neve.
A água, nossa velha conhecida, congela primeiro e, depois e em círculos concêntricos, se congelam outros gases abundantes, tais como, dióxido de carbono (CO2), metano (CH4) e monóxido de carbono (CO), formando uma camada de gelo em torno de grãos de poeira, os quais são os tijolos dos quais são formados os planetas e cometas.
O ALMA encontrou uma nunca antes vista linha de neve de CO em torno de TW Hydrae, uma estrela jovem a 175 anos-luz da Terra. Os astrônomos acreditam que este sistema solar em gestação tenha muitas das características iguais a nosso Sistema Solar quando este tinha alguns poucos milhões de anos de idade. Os resultados foram publicados na Science Express.
“O ALMA nos deu a primeira imagem real de uma linha de neve em torno de uma estrela jovem, o que é extremamente interessante por causa do que isto nos diz sobre o período bem no início de nosso Sistema Solar”, diz Chunhua “Charlie” Qi, um pesquisador do Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian em Cambridge, Massachusets, que liderou a equipe internacional de pesquisadores com Karin Oberg, uma pesquisadora das Universidades de Harvard e da Virgínia em Charlottesville.
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“Agora podemos ver os detalhes, antes ocultos, dos gélidos rincões exteriores de outro sistema solar, um que tem muito em comum como o nosso quando este tinha menos de 10 milhões de anos de idade”, diz Qi.
Linhas de neve, até agora, só tinham sido detectadas por suas assinaturas espectrais; nunca alguém tinha obtido uma imagem direta, de forma que suas localização e extensão precisas não podiam ser determinadas.
Isto acontecia porque as linhas de neve se formam exclusivamente no relativamente estreito plano central de um disco proto-planetário. Acima e abaixo desta região, a radiação da estrela mantém os gases aquecidos, impedindo a formação de gelo. Somente com o efeito isolante da concentração de poeira e gases no plano central do disco, as temperaturas podem cair o suficiente para que o CO e outros gases se resfriem e congelem.
Normalmente, este invólucro externo de gases aquecidos impediria os astrônomos de bisbilhotar o interior do disco onde o gás teria congelado. “Seria a mesma coisa que tentar achar uma pequena faixa ensolarada escondida por um denso nevoeiro”, compara Oberg.
Os astrônomos foram capazes de atravessar o nevoeiro intermediário de CO porque foram procurar por outra molécula diferente, conhecida como diazenylium (N2H+). Esta frágil molécula é facilmente destruída na presença do gás CO, de forma que só poderia aparecer em quantidades detectáveis em regiões onde o CO tivesse congelado, sendo portanto um “marcador” para o gelo de CO.
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O diazenylium brilha intensamente na faixa milimétrica do espectro, que pode ser detectada pelo radiotelescópios como o ALMA aqui na Terra.
A sensibilidade e resolução sem par do ALMA permitiu aos astrônomos rastrear a presença e a distribuição do diazenylium e eles descobriram uma linha demarcatória a aproximadamente 30 unidades astronômicas (UA) de TW Hydrae (Uma UA é a dsitância da Terra ao Sol).
“Usando esta te´cnica, fomos capazes de criar, com efeito, um negativo fotográfico da neve de CO no disco em torno de TW Hydrae”, diz Oberg. “Com isso, pudemos ver a linha de neve precisamente onda asa teorias prediziam que ela deveria estar – na borda interna do anel de diazenylium”.
Os astrônomos acreditam que as linhas de neve cumpram um papel vital na formação de um sistema solar. Eles ajudam os grãos de poeira a suplantar sua tendência natural de colidir e se auto-destruir, dando aos grãos um revestimento externo mais grudento. Elas também aumentam a quantidade de sólidos e podem acelerar dramaticamente o processo de formação de planetas. Uma vez que podem existir várias linhas de neve, cada uma pode ser ligada à formação de tipos específicos de planetas.
Em torno de uma estrela como o Sol, a linha de neve de água corresponderia à órbita de Júpiter e a linha de neve de CO corresponderia à órbita de Netuno. A transição do CO para gelo também poderia marcar o ponto inicial onde os pequenos corpos gelados, tais como cometas e planetas anões como Plutão, se formariam.
Oberg também ressalta que a linha de neve de CO é particularmente interessante, uma vez que o gelo de CO é necessário para a formação de metanol, o qual é um “tijolo” para a construção de moléculas orgânicas mais complexas, as quais são essenciais para a vida. Os cometas e asteroides poderiam então fazer a entrega dessas moléculas para os recém-formados planetas do tipo da Terra, semeando-os com os ingredientes para a vida.
Estas observações foram realizadas com apenas uma parte do sistema do ALMA que, quando ficar pronto, terá 66 antenas. Os pesquisadores esperam que futuras observações com o sistema completo irão revelar outras linhas de neve e fornecerão novas visualizações dos processos de formação e evolução dos planetas.
O ALMA, uma instalação astronômica internacional, é uma parceria da Europa, América do Norte e Ásia Oriental, em cooperação com a República do Chile. A construção e operação do ALMA é feita em nome da Europa pelo Observatório Europeu do Sul, em nome da América do Norte pelo National Radio Astronomy Observatory (NRAO) e em nome da Ásia Oriental pelo Observatório Nacional Astronômico do Japão (NAOJ).
Nota do tradutor:
Diversos press-releases foram publicados no sistema EurekAlert sobre este assunto. Eu escolhi o primeiro que apareceu.
Estrelas de gerações diferentes andam por caminhos diferentes
O TELESCÓPIO HUBBLE DA NASA MOSTRA UMA LIGAÇÃO ENTRE AS IDADES DAS ESTRELAS E SUAS ÓRBITAS
Original escrito por:
J.D. Harrington, Quartel-General da NASA, Washington
Donna Weaver / Ray Villard do Instituto de Ciências do Telescópio Espacial, Baltimore, Maryland
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Aglomerado globular 47 Tucanae |
Astrônomos empregando o Telescópio Espacial Hubble da NASA conseguiram, pela primeira vez, estabelecer uma ligação entre duas populações distintas de um velho aglomerado globular e suas diferentes dinâmicas orbitais, o que fornece uma boa prova de que as estrelas não nasceram na mesma data.
A análise do aglomerado globular 47 Tucanae mostra que as duas populações são separadas por menos de 100 milhões de anos. O glomerado fica aproximadamente a 16.700 anos-luz de distância na direção da constelação do Tucano, visível nos céus do Sul.
Os pesquisadores, liderados por Harvey Richer da Universidade da Colúmbia Britânica em Vancouver, combinaram observações recentes do Hubble com oito anos de dados dos arquivos do telescópio para estabelecer os movimentos das estrelas neste aglomerado.
Estudos espectroscópicos anteriores revelaram que muitos aglomerados globulares contêm estrelas de composições químicas variadas, o que sugere vários episódios de nascimento de estrelas. Esta análise dos dados do Hubble, entretanto, vai um passo adiante, adicionando os movimentos orbitais das estrelas à análise.
“Quando se analisa os movimentos das estrelas, quanto mais longo for o período de observações, mais precisamente se pode medir seus movimentos”, explica Richer. “Estes dados são tão bons que relamente podemos ver, pela primeira vez, os movimentos individuais das estrelas dentro do aglomerado. Os dados fornecem indícios detalhados que nos permitem compreender com as várias populações de estrelas se formaram no aglomerado”.
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Evolução das populações estelares de 47 Tuc |
Os aglomerados globulares da Via Láctea são as relíquias sobreviventes da época da formação de nossa galáxia. Eles oferecem um vislumbre do início da história de nossa galáxia. O aglomerado 47 Tucanae tem 10,5 bilhões de anos de idade e é um dos mais brilhantes dentre os mais de 150 aglomerados globulares dela. O aglomerado mede cerca de 120 anos-luz de diâmetro.
Richer e sua equipe usaram a Câmera Avançada para Pesquisas do Hubble em 2010 para observar o aglomerado. Eles combinaram estas observações com 754 imagens do arquivo para medir com precisão as mudanças de posição de mais de 30.000 estrelas. De posse destes dados, eles puderam discernir a rapidez do movimento das estrelas. E a equipe também mediu as luminosidades das estrelas, assim como suas temperaturas.
Esta arqueologia estelar identificou as duas populações distintas de estrelas. A primeira é composta por estrelas mais avermelhadas que são mais velhas, com menor riqueza de elementos químicos e descrevem órbitas aleatórias mais circulares. A segunda população é composta de estrelas mais azuladas que são mais jovens, com maior riqueza de elementos químicos e descrevem órbitas mais elípticas.
“A geração avermelhada, que é deficiente em elementos mais pesados, reflete os movimentos iniciais que formaram o aglomerado”, diz Richer. “Essas estrela retiveram a memória de sua movimentação inicial”.
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Aglomerado 47 Tucanae – Hubble |
Depois que as estrelas mais massivas dessa população completaram seu ciclo de evolução, expeliram gases enriquecidos com elementos mais pesados de volta ao aglomerado. Estes gases vieram a colidir com outros gases e formaram uma segunda geração, de composição química mais rica, de estrelas concentradas na direção do centro do aglomerado. Lentamente, ao longo do tempo, estas estrela começaram a se mover para fora, o que as colocou em órbitas mais radiais.
Esta não é a primeira descoberta do Hubble que revela várias gerações de estrelas em aglomerados globulares. In 2007, os pesquisadores do Hubble descobriram três gerações de estrelas no aglomerado globular massivo NGC 2808. A equipe de Richer porém conseguiu ligar diferentes dinâmicas estelares às populações diferentes, pela primeira vez. A descoberta de múltiplas gerações estelares em aglomerados globulares tem profundas implicações para a cosmologia. Os astrônomos precisam resolver os futuros enigmas dessas múltiplas gerações, a fim de compreender melhor como as estrelas de formaram nas galáxias distantes no início da existência do universo.
Os resultados da equipe foram publicados na edição de 1 de julho de The Astrophysical Journal Letters.
A “pedra filosofal” cósmica
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
O ouro da Terra veio da colisão de estrelas mortas
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  IMAGEM: Esta concepção artística retrata a colisão de duas estrelas de nêutrons. Novas observações confirmam que essas colisões produzem erupções curtas de raios gama. Essas colisões também produzem os raros elementos mais pesados, inclusive o ouro. Clique aqui para mais informações. |
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Nós damos valor ao ouro por várias razões: sua beleza, sua utilidade como joia e sua raridade. Uma das razões para o ouro ser raro na Terra, é que ele é raro por todo o universo. Diferentemente de elementos como carbono ou ferro, ele não pode ser criado dentro de uma estrela. Em lugar disto, o ouro tem que nascer de um evento mais cataclísmico – tal como o que ocorreu no mês passado, do tipo conhecido como uma curta erupção de raios gama (gamma-ray burst, ou GRB). .
As observações desta GRB dão indícios de que ela resultou da colisão de duas estrelas de nêutrons – os núcleos mortos de estrelas que já explodiram como supernovas. Além disso, um brilho singelo que persistiu por dias no local da GRB, provavelmente significa a criação de quantidades substanciais de elementos pesados – inclusive ouro.
“Estimamos que a quantidade de ouro produzido e ejetado durante a fusão dessas duas estrelas de nêutrons possa ser da magnitude de 10 massas lunares – um bocado de grana!” diz o principal autor Edo Berger do Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian (CfA).
Berger apresentou sua descoberta hoje em uma conferência imprensa no CfA em Cambridge, Massachusetts.
Uma erupção de raios gama é um clarão de luz de alta energia (raios gama) vindos de uma explosão extremamente energética. A maior parte delas é encontrada no universo distante. Berger e seus colegas estudaram a GRB 130603B, a qual, a uma distância de meros 3.9 bilhões de anos-luz da Terra, é uma das mais próximas erupções vistas até hoje.
As erupções de raios gama vêm em dois tipos – longas e curtas – dependendo do quanto durar o clarão de raios gama. A GRB 130603B, detectada pelo satélite Swift da NASA em 3 de junho, durou menos de dois décimos de segundo.
Embora os raios gama tenham desaparecido rapidamente, a GRB 130603B também exibiu um brilho evanescente, dominado por luz infravermelha. Sua luminosidade e seu comportamento não se enquadravam em uma típica ‘luminescência”, fenômeno criado quando um jato de partículas de alta velocidade colide com o ambiente em torno.
Ao invés disso, o brilho se comportou como se proviesse de raros elementos radioativos. O material rico em nêutrons ejetado pelas estrelas de nêutrons que colidem, pode gerar tais elementos, os quais, em seguida, sofrem o decaimento radioativo, emitindo um brilho dominado por luz infravermelha – exatamente o que a equipe observou.
“Estivemos procurando por um indício forte para fazer a ligação entre uma curta erupção de raios gama com uma colisão entre estrelas de nêutrons. O brilho radioativo da GRB 130603B pode ser este indício”, explica Wen-fai Fong, um estudante de pós-graduação do CfA e co-autor do artigo.
A equipe calcula que cerca de um centésimo de uma massa solar foi ejetado pela erupção de raios gama, parte da qual era ouro. Combinando a estimativa da quantidade de ouro produzida em uma única e curta erupção de raios gama com o número de tais explosões que devem ter ocorrido ao longo da vida do universo, todo o ouro que existe hoje deve ter saído de erupções da raios gama. .
“Parafraseando Carl Sagan, todos nós somos poeira de estrelas e nossas jóias são a poeira de estrelas que colidiram”, diz Berger.
Como começam as tempestades solares
NASA/Goddard Space Flight Center
Observando o coração das tempestades solares
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Duas espaçonaves de NASA forneceram o filme mais abrangente jamais obtido sobre um misterioso processo, bem no coração de todas as explosões solares: a reconexão magnética. Uma reconexão magnética ocorre quando linhas do campo magnético se juntam, se rompem e trocam de par, pulando para novas posições e liberando um pulso de energia magnética. Este processo reside no coração das gigantes explosões do sol, tais como erupções solares e ejeções de massa coronal, as quais podem lançar radiação e partículas por todo o sistema solar.
Os cientistas querem entender melhor este processo, de maneira que possam emitir alertas antecipados sobre essas tempestades solares que podem afetar os satélites próximos da Terra e interferir com as comunicações via rádio. Uma das razões para que seja tão difícil estudar a reconexão magnética é que ela não pode ser observada diretamente, uma vez que os campos magnéticos são invisíveis. Assim sendo, os cientistas usam uma combinação de modelos de computador e umas poucas amostras de observações de eventos de reconexão magnética para tentar entender o que está acontecendo.
“A comunidade ainda está tentando compreender como a reconexão magnética causa as tempestades solares”, explica Yang Su, um cientista solar da Universidade de Graz na Áustria. “Temos vários indícios, mas o quadro ainda não está completo”.
Agora Su conseguiu juntar uma nova peça de indício visual. Ao buscar entre as observações feitas pelo SDO (acrônimo de “Solar Dynamics Observatory” = “Observatório Solar Dinâmico”) da NASA, Su viu algo particularmente difícil de obter dos dados: imagens diretas da reconexão magnética quando ela estava acontecendo no Sol. Su e seus colegas relataram esses resultados na ediçao de 14 de julho da Nature Physics. Embora algumas intrigantes imagens da reconexão já tenham sido vistas, este artigo mostra o primeiro conjunto abrangente de dados que podem ser usados para restringir e aperfeiçoar os modelos deste processo fundamentas do Sol.
As linhas dos campos magnéticos, elas próprias, são mesmo invisíveis, no entanto elas naturalmente forçam partículas carregadas – o material chamado de plasma do qual é constituído o Sol – a percorrer sua extensão. Os telescópios espaciais podem ver esse material que aparece como linhas brilhantes que fazem arcos e laços através da atmosfera do Sol, e, desta forma, mapear a presença das linhas de campo magnético. Examinando uma série de imagens, Su viu dois pacotes de linhas de campo se moverem, um na direção do outro, se encontrarem brevemente, formando algo com a aparência de um “X”, e se separarem com um conjunto de linhas e as partículas por ele portadas se lançando ao espaço, enquanto o outro conjunto mergulhava de volta para o Sol.
“Frequentemente é difícil dizer o que realmente está acontecendo em três dimensões, a partir dessas imagens, já que elas são bidimensionais”, explica Gordon Holman, um cientista solar no Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, Maryland., também autor do artigo. “Mas, se você olhar por tempo suficiente e comparar com dados de outros instrumentos, pode apresentar uma ideia bastante boa sobre o que está acontecendo”.
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Para confirmar o que eles estavam vendo, os cientistas se valeram de uma outra espaçonave da NASA, o Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (Imageador Espectroscópico Solar de Alta Energia “Reuven Ramathy”), conhecido por RHESSI. O RHESSI coleta espectrogramas, um tipo de dado que pode mostrar onde um material excepcionalmente quente está, a qualquer dado momento no Sol. O RHESSI exibia bolsões quentes de material solar se formando acima e e abaixo do ponto de reconexão, uma assinatura reconhecida deste evento. Combinando os dados do SDO e do RHESSI, os cientistas foram capazes de descrever o processo do que estavam observando, confirmando por ampla margem os modelos e teorias anteriores, e revelando novos aspectos tridimensionais do processo.
Abaixo da superfície do Sol, o material carregado, o plasma, está fluindo. Laços magnéticos emergem desta fluxo e estabelecem áreas de polos magnéticos positivos, ao lado de outros negativos. Os laços se arqueiam por sobre o Sol, de um polo a outro. Na medida em que o material do Sol continua a fluir sob a superfície, os polos positivo e negativo escorregam, passando uns pelos outros – mal comparando, da forma que as placas tectônicas da Terra deslizam umas pelas outras – só que, no Sol, é claro que o material é gases aquecidos, não rochas sólidas. Isto faz com que os arcos acima cresçam, se retorçam lateralmente e fiquem mais instáveis. O próprio ato desse deslisamento, ou ruptura, põe mais energia ainda no sistema, enrolado e pronto para se expandir de repente, como um elástico de borracha torcido, antes de ser liberado. Eventualmente, as linhas de campo magnético nos arcos colapsam para dentro, se tocam e reconectam, enquanto emitem um brilhante clarão de energia liberada, o que, por sua vez, envia radiação e partículas energéticas pelo espaço afora.
Nos filmes do SDO, a luz ilumina a arcada dos laços, na medida em que o processo de reconexão cascateia por sua extensão. Laços luminosos se inclinam para a região de reconexão a partir de ambos os lados. Na medida em que as linhas de campo magnéticos se reconfiguram, novos laços são ejetados para baixo, enquanto um cordão de plasma se separa e brota para cima. Em certos casos, o cordão atinge a velocidade de escape e se torna uma ejeção de massa coronal, enviando bilhões de toneladas de matéria pelo espaço a fora.
“Esta foi a primeira vez que pudemos ver toda a estrutura deste processo em detalhe, por causa da alta qualidade dos dados do SDO”, diz Su. “Isto confirma todo o quadro da reconexão, com indícios visuais”.
Su acrescenta que, com estas imagens, se pode fazer estimativas sobre o quão rápido os campos magnéticos se reconectam, assim como quanto material entra e quanto sai do processo. Uma informação assim pode ser inserida nos modelos de reconexão magnética e ajudar a refinar as teorias sobre o processo.
Os cientistas querem aprender mais sobre a reconexão magnética, não só pelo que ela causa no sol, mas porque se trata de um processo universal que ocorre perto da Terra, dentro de seu ambiente magnético, a magnetosfera, e em todas as estrelas do universo. Como é um processo muito difícil de ver no Sol e também muito difícil de recriar e estudar em laboratório, os pesquisadores planejam observar a reconexão magnética mais de perto no espaço. Para fazê-lo, a NASA vai lançar a missão Magnetospheric Multiscale (MMS) no final de 2014. A missão MMS compreende quatro naves espaciais que irão passar bem por dentro de eventos de reconexão magnética que ocorrem na magnetosfera terrestre. Reunindo os dados captados por diversas espaçonaves – SDO, RHESSI, MMS e outras – para analisar o problema, os cientistas serão capazes de compreender melhor a própria origem do “tempo” espacial que experimentamos na Terra. .
Estes resultados foram obtidos por um projeto de pesquisa conjunto da Comissão Européia e da NASA, chamado HESPE, abreviatura de High Energy Solar Physics Data in Europe (Dados Físicos de alta Energia Solar Europeus).
Nem sempre são planetas…
NASA/Goddard Space Flight Center
Estudo da NASA demonstra que os discos em torno das estrelas não precisam de planetas para criar padrões
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  VIDEO: Esta simulação mostra, a partir de dois ângulos distintos (à esquerda, um ângulo de 20°; à direita, 90°), o crescimento de estruturas em um disco de debris que se estende por cerca de 100 vezes mais longe de sua estrela do que a órbita da Terra.
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Muitas estrelas jovens que se sabe terem planetas, também têm discos compostos de poeira e grãos de gelo, partículas produzidas por colisões entre asteroides e cometas que também orbitam a estrela. Estes discos de debris frequentemente exibem anéis bem definidos ou padrões espirais, características que podem indicar a presença de planetas em órbita. Os astrônomos estudam as características dos discos como forma de melhor compreender as propriedades físicas dos planetas conhecidos e, possivelmente, descobrir mais outros.
No entanto, um novo estudo feito pelos cientistas da NASA faz soar um alarme quanto à interpretação desses anéis e braços espirais como indício seguro da existência de novos planetas. Graças às interações entre os gases e a poeira, um disco de debris pode, sob as condições certas, produzir estreitos anéis por si só, sem precisar de planetas.
“Quando a massa dos gases é aproximadamente igual à da poeira, os dois interagem de uma forma que leva à aglomeração da poeira e à formação de padrões”, afirma o Pesquisador “Sagan” Wladimir Lyra, do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA em Pasadena, Califórnia. “Fundamentalmente, os gases conduzem a poeira a formar os tipos de estruturas que esperaríamos encontrar, se um planeta estivesse presente”.
Um artigo onde as descobertas são relatadas foi publicado na edição de 11 de junho da Nature.
A poeira quente no disco de debris é fácil de detectar nos comprimentos de onda infravermelhos, mas estimar o conteúdo de gases é um desafio muito maior. Em face disto, os estudos teóricos tendem a se focar no papel da poeira e das partículas de gelo, prestando pouca atenção ao componente dos gases. No entanto, os grãos de gelo se evaporam e as colisões produzem tanto gases como poeira, de forma que, em algum ponto, todos os discos de debris têm que conter alguma quantidade de gases.
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 IMAGEM: Este gráfico compara a massa dos gases em diversos discos de debris e mostra onde a instabilidade fotoelétrica é mais importante. Alguns sistemas, tais como TW da Hidra têm tanto gás que a instabilidade é suprimida.
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“Tudo o que é necessário para produzir estreitos anéis e outras estruturas em nossos modelos de discos de debris é um pouco de gases, tão pouco que nossos sistemas atuais não conseguem detectar”, diz o co-autor Marc Kuchner, um astrofísico do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, Maryland.
A coisa funciona assim. Quando a luz ultravioleta de alta energia vinda da estrela atinge um aglomerado de poeira e grãos de gelo, ela arranca elétrons das partículas. Esses elétrons de alta velocidade então colidem com os gases nas proximidades e os aquecem.
A crescente pressão dos gases modifica a pressão de arrasto sobre a poeira em órbita, fazendo com que os aglomerados cresçam e aqueçam mais ainda os gases. Esta interação, chamada pelos astrônomos de instabilidade fotoelétrica, continua em efeito cascata. Os aglomerados crescem e se tornam arcos, anéis e objetos ovalados em algumas dezenas de milhares de anos, um tempo relativamente curto, se comparado a outras forças em atividade em um jovem sistema solar.
Um modelo, desenvolvido por Lyra e Kuchner, mostra o processo em ação.
“Ficamos fascinados ao ver essa estrutura se formar na simulação”, afirma Lyra. “Alguns dos anéis começam a oscilar e, a qualquer momento, eles assumem a aparência dos anéis de poeira que vemos em torno de várias estrelas, tais como Fomalhaut”.
Além disso, durante a simulação, se observou a formação de densos aglomerados, com várias vezes a densidade da poeira, em outros setores do disco. Quando um aglomerado em um anel fica denso demais, o anel se rompe em arcos e os arcos gradualmente encolhem, até que resta apenas um aglomerado compacto. Nos discos de debris verdadeiros, alguns aglomerados densos podem ser capazes de refletir a luz o suficiente para serem diretamente observáveis.
“Esses aglomerados seriam detectados como brilhantes fontes luminosas, exatamente aquilo que buscamos ao procurar por planetas”, acrescenta Kuchner.
Os pesquisadores concluem que a instabilidade fotoelétrica dá uma explicação simples e plausível para muitas das características observadas em discos de debris, o que torna o trabalho dos caçadores de exoplanetas um pouco mais duro.
Estrelas gigantes não colidem…
Faculty of Physics University of Warsaw
Monstros estelares não colidem – portanto, nada de catástrofes espetaculares
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 IMAGEM: Esta é a Nebulosa da Tarântula (30 Doradus) na Grande Nuvem de Magalhães, em imagem do Telescópio Espacial Hubble. As super-estrelas, com massas de 200 a 300 vezes a do Sol foram descobertas aqui.
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Seria de se esperar que as colisões entre os remanescentes de estrelas monstruosas, com massas na faixa de 200 a 300 vezes a de nosso Sol, estivessem entre os eventos mais espetaculares de nosso universo. Talvez sejam, mas infelizmente é muito provável que jamais descubramos. Os astrofísicos do Observatório Astronômico da Faculdade de física da Universidade de Varsóvia descobriram que a primeira dessas colisões só vai acontecer daqui a alguns bilhões de anos.
Por muito tempo, os astrônomos acreditaram que as maiores estrelas do universo não passavam de 150 massas solares. No entanto, há três anos descobriram aglomerados estelares nas Nuvens de Magalhães que abrigavam estrelas “impossíveis” – monstros tremendos com massas entre 200 e 300 vezes a do nosso Sol. A descoberta levantou um grande interesse entre os astrofísicos, particularmente aqueles envolvidos na busca centenária por ondas gravitacionais. Se esses monstros estelares formassem sistemas binários próximos, as colisões entre seus remanescentes poderiam ocorrer. As ondas gravitacionais resultantes de tal evento seriam poderosas o suficiente para que até nossos atuais detectores os pudessem sentir – e a distâncias bem maiores do que os típicos buracos negros estelares. “Entretanto não podemos contar com a detecção de uma tal colisão espetacular”, lamenta o Dr. Krzysztof Belczyński do Observatório Astronômico da Faculdade de Física da Universidade de Varsóvia.
A equipe do Dr. Belczyński discutiu os últimos resultados de sua pesquisa com os participantes da 10ª Conferência Edoardo Amaldi sobre Ondas Gravitacionais, que está acontecendo em Varsóvia em conjunto com a 20ª Conferência Internacional sobre Relatividade Geral e Gravitação (GR20/Amaldi10).
Estrelas com grandes massas podem terminar suas vidas de duas maneiras: seu material pode ser explodido espaço a fora, ou elas podem colapsar sob sua própria gravidade em um buraco negro. Há uns poucos meses, os astrofísicos liderados pelo Dr Norhasliza Yusof da Universidade de Kuala Lumpur demonstraram, usando modelos de computador, que algumas estrelas super-massivas podem formar buracos negros. Isto significa que o universo pode, realmente, conter sistemas binários de estrelas super-massivas que, mais tarde, podem evoluir para sistemas de dois buracos negros com massas muito maiores do que aquelas comuns aos buracos negros.
Os objetos que orbitam em sistemas binários próximos, compostos de estrelas de nêutrons ou buracos negros comuns, perdem energia com o passar do tempo, o que leva a órbitas cada vez mais próximas e, ao final, a uma colisão entre eles. Uma tal colisão pode gerar um efeito astronômico observável, na forma de um jorro de raios gama, e a explosão deve ser acompanhada pela emissão de ondas gravitacionais. Entretanto, até agora não conseguimos detectar essas ondas. Os detectores atuais só conseguem “ver” a colisão de buracos negros típicos no universo local. A colisão entre buracos negros gerados por estrelas super-massivas seria algo totalmente diferente. As ondas gravitacionais de tais colisões seriam fortes o bastante para serem detectadas em um futuro próximo.
Só que não…
Os componentes dos grandes sistemas estelares binários comuns, com massas de entre 50 a 100 massas solares, se formam a distâncias de, pelo menos, centenas, até milhares de raios solares. Tais objetos não podem nascer muito próximos um do outro porque a densidade resultante da matéria colapsaria em um único corpo estelar e o sistema binário simplesmente não seria criado. Sendo assim, para que um sistema binário existente colida, seus componentes têm que,de alguma forma, perder energia orbital. Isto acontece devido à rápida evolução de um dos objetos que, a partir de um certo ponto, começa a se expandir rapidamente. O segundo componente do sistema entra, então, na atmosfera de seu companheiro e – como resultado da interação – rapidamente perde energia. Por consequência, as órbitas se compactam no que é conhecido como um evento de envelope comum.
“Em um sistema estelar binário super-massivo, a situação é diferente”, explica o Dr. Belczyński. “Sabemos que os componentes de um tal sistema têm que se formar a uma distância relativamente grande um do outro. Também sabemos que estrelas super-massivas não se expandem, de forma que não pode acontecer uma fase de envelope comum. Isso significa que não existe um mecanismo físico que faça com que as órbitas se estreitem!”
Nesta situação, o único processo que permite uma perda gradual de energia pelos remanescentes de estrelas super-massivas em um sistema binário é a emissão de ondas gravitacionais.Porém as ondas gravitacionais emitidas por um desses sistemas de estrelas ou buracos negros bem distantes são muito fracas e a perda de energia é lenta.
“Vai demorar muitas dezenas de bilhões de anos, talvez centenas de bilhões de anos, para que os buracos negros colidam. E isto é muito mais tempo do que toda a história do universo, desde o Big Bang, de forma que não há a menor chance de detectarmos as ondas gravitacionais de uma colisão dessas no cosmos. A menos que…” e o Dr. Daniel Holz da Universidade de Chicago deixa em suspenso.
Exatamente: a menos que os modelos atuais de evolução estelar e de formação de sistemas binários em nuvens de poeira interestelar estejam errados. Só assim a observação de uma tal catástrofe espetacular no espaço se tornaria um desastre espetacular para as teorias astrofísicas contemporâneas.
SOFIA andando de avião para ver estrelas (2)
Starbursts recentes na região central da Via Láctea
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Imagem da câmera SOFIA/FORCAST em infravermelho intermediário do núcleo da Via Láctea, mostrando o Anel Circum Nuclear (ACN) de gás e poeira, orbitando o buraco negro super-massivo central. Os astrônomos acreditam que o objeto brilhante em forma de “Y seja material caindo para dentro do buraco negro que fica no local onde os braços do “Y” se cruzam. (Equipe NASA/SOFIA/FORCAST/Lau et al. ) › Link para a imagem ampliada |
Em outro press-release, a NASA informa que os pesquisadores do SOFIA obtiveram novas imagens de um anel de poeira e gás com sete anos-luz de diâmetro que circunda o buraco negro no centro da Via Láctea e de um aglomerado próximo composto por estrelas jovens e extremamente luminosas, inseridas em cascas de poeira interestelar.
As imagens do anel circum-nuclear (ACN) e o adjacente Aglomerado dos Quíntuplos são os assuntos de duas apresentações realizadas nesta semana, durante o encontro da American Astronomical Society em Long Beach, Califórnia. Ryan Lau da Universidade Cornell e seus colaboradores estudaram o ACN. Matt Hankins da Universidade do Arkansas Central em Conway é o principal autor do outro artigo sobre o Aglomerado dos Quíntuplos.
As imagens foram obtidas durante os voos do SOFIA em 2011, com a câmera FORCAST, construída por uma equipe liderada por Terry Herter da Cornell.
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Imagem em infravermelho próximo da câmera Hubble Space Telescope/NICMOS que mostra o mesmo campo de visão com a mesma escala e orientação da imagem anterior. Neste comprimento de onda, a poeira opaca no plano médio da Via Láctea esconde as características vistas na imagem do SOFIA. (NASA/STScI) › Link para a imagem ampliada |
A FORCAST permitiu que os astrônomos vissem as regiões do Anel Circum-Nuclear e do Aglomerado dos Quíntuplos em detalhes normalmente obscurecidos pela absorção pelo vapor d’água atmosférico das radiações infravermelhas e da luz visível pelas nuvens de poeira interestelar no plano médio da Via Láctea. Nem os observatórios com base na Terra (por mais altos que sejam os picos onde estão instalados), nem os telescópios espaciais Hubble e Spitzer da NASA estão equipados para observações nesses comprimentos de onda.
As imagens estão disponíveis nestes links:
http://www.nasa.gov/sofia ou http://www.sofia.usra.edu
Cada uma das imagens é uma combinação de várias exposições nos comprimentos de onda de 20, 32 e 37 microns.
A primeira figura mostra o Anel Circum-Nuclear e a terceira mostra o Aglomerado dos Quíntuplos. As segunda e quarta fotos, obtidas pela câmera de infravermelho próximo do Hubble, mostram, ou antes, não mostram os detalhes captados pela câmera FORCAST do SOFIA.
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Imagem da SOFIA/FORCAST em infravermelho intermediário da região que inclui o Aglomerado dos Quíntuplos, um grupo de jovens estrelas próximas da margem esquerda do quadro, localizado a 35 parsecs (100 anos-luz) do núcleo da galáxia (NASA/SOFIA/Hankins et al.) › Link para a imagem ampliada |
“O foco de nosso estudo foi determinar a estrutura do Anel Circum-Nuclear com uma precisão nunca antes obtida, o que foi tornado possível pelo SOFIA” declarou Lau. “Com esses dados, podemos aprender a respeito dos processos que aceleram e aquecem o anel”.
O núcleo da Via Láctea é habitado por um buraco negro com 4 milhões de vezes a massa do Sol e em torno dele orbita um grande disco de poeira e gás. O anel, mostrado na primeira figura, é a borda interior desse disco. O centro da galáxia também é o endereço de aglomerados estelares excepcionalmente grandes que contém algumas das mais luminosas estrelas jovens da nossa galáxia, um dos quais é o Aglomerado dos Quíntuplos, mostrado nas terceira e quarta fotos. A combinação do telescópio aerotransportado SOFIA com a câmera FORCAST produziu as imagens mais nítidas jamais obtidas nos comprimentos de onda infravermelhos intermediários, o que permitiu discernir novas pistas sobre o que acontece nas proximidades do buraco negro central.
“Algo grande aconteceu no centro da Via Láctea nos últimos 4 a 6 milhões de anos que resultou em vários bursts de formação de estrelas, criando o Aglomerado dos Quíntuplos, o Aglomerado Central e outros aglomerados de estrelas massivas”, diz Hankins, principal autor do artigo sobre os Quíntuplos. “Muitas outras galáxias também têm os assim chamados starbursts em suas regiões centrais, algumas associadas a buracos negros, outras não. O centro da Via Láctea fica muito mais perto do que outras galáxias, o que faz ficar mais fácil para nós explorar as possíveis conexões entre os starbursts e o buraco negro”,
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Imagem da Hubble Space Telescope/NICMOS da região do Aglomerado dos Quíntuplos, coincidente com a imagem da SOFIA/FORCAST na terceira imagem. O Aglomerado dos Quíntuplos é visto na esquerda do quadro. A maior parte das características visíveis na imagem do SOFIA em infravermelho intermediário não são visíveis nesta imagem do Hubble devido a sua baixa temperatura e a poeira estelar interposta. (NASA/STScI) › Link para a imagem ampliada |
O Conselheiro Científico chefe do SOFIA, Eric Becklin, que trabalha com o grupo do ACN, determinou a posição do núcleo galático quando era estudante de pós-graduação na década de 1960, laboriosamente escaneando com um detector de infravermelho de um só pixel para mapear a região central.
“A resolução e cobertura espacial dessas imagens é chocante, o que mostra o que esses modernos detectores podem fazer quando associados com o SOFIA”, disse Becklin. “Esperamos utilizar esses dados para avançar substancialmente em nossa compreensão do ambiente no entorno de um buraco negro super massivo”.
Fonte:
SOFIA Spots Recent Starbursts in the Milky Way Galaxy’s Center.
Para mais informações acerca do SOFIA e sua missão científica, visite os seguintes sites (em inglês):
(Começou por este?… Leia o post anterior)
SOFIA andando de avião para ver estrelas
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Concepção artística do Telescópio SOFIA. Imagem da Wikimedia Commons, cortesia da NASA. |
Apesar do nome feminino, SOFIA (do grego σοφία = “sabedoria”), este aqui é o SOFIA, o acrônimo para Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (Observatório Estratosférico para Astronomia em Infravermelho). É um telescópio refletor de 2,5m , montado a bordo de um Boeing 747SP, especialmente adaptado com uma “janela” em seu compartimento de carga que se abre acima dos 12.000 pés (mais ou menos 12 km) de altitude, o que o coloca acima da maior parte do vapor d’água na atmosfera e em condições quase ideais para observações na faixa do infravermelho e muito eficaz para observações na faixa da luz visível também.
SOFIA é um programa conjunto da NASA e do Centro Aeroespacial Alemão (DLR), administrado do lado americano pela Associação de Universidades para Pesquisa Espacial (USRA, na sigla em inglês) e, do lado alemão, pelo Deutsches SOFIA Institut. Desde 26 de maio de 2010, o SOFIA substituiu o Kuiper Airborne Observatory da NASA, aposentado em 1995.
Recentemente, a NASA divulgou uma série de resultados obtidos com o SOFIA, incluindo um aglomerado de estrelas em processo de formação, o W3A, de outros dois aglomerados em formação, próximos do buraco negro no centro de nossa Via Láctea (o Anel Circum-nuclear e o Aglomerado dos Quíntuplos), e do berçário de estrelas Messier 42 (M 42) na Nebulosa de Orion. Vou repassar algumas das imagens divulgadas pela NASA.
Aglomerado estelar W3A
Esta imagem em infravermelho intermediário do Aglomerado W3A em destaque foi capturada pela câmera FORCAST do observatório aerotransportado SOFIA em 2011. Ela está sobreposta a uma imagem em infravermelho próximo da região berçário de esdtrelas W3 obtida pelo Telescópio Espacial Spitzer. A imagerm do SOFIA mede 150 x 100 arcosegunsdos e as cores vermelha, verde e azul representam os comprimentos de onda de 37, 20 e 7 μm. As cores vermelha, verde e azul na imagem de fundo do Spitzer representam os comprimentos de onda de 7,9, 4,5 e 3,6 μm. (Imagem do SOFIA – equipe NASA / DLR / USRA / DSI / FORCAST; imagem do Spitzer – NASA / Caltech – JPL.) › Link para a imagem ampliada
O recém-nascido Aglomerado W3A, com suas estrelas massivas, é visto nesta imagem camuflado por entre a grande nuvem de poeira e gases a partir da qual vem se formando. A imagem de fundo mostra a estrutura geral da região W3 que fica a 6.400 anos-luz de distância na direção da constelação Perseu, vista pelo Telescópio Espacial Spitzer. A imagem em destaque foi composta a partir dos dados obtidos pelo SOFIA nos comprimentos de onda do infravermelho intermediário e dão um zoom sobre as violentas interações que acontecem em torno do aglomerado de estrelas massivas em formação.
A energética radiação e os fortes ventos vindos dessas estrelas vão eventualmente romper e dispersar a nuvem de onde elas nasceram, possivelmente causando a formação de mais estrelas em nuvens adjacentes. A maioria das estrelas da Via Láctea, inclusive nosso Sol, provavelmente se formaram em ambientes violentos assim. Os processos em curso são difíceis de seguir porque a luz produzidas por essas estrelas quentes, nas faixas de ultravioleta e luz visível, não consegue escapar das nuvens circundantes de material interestelar. A luz dessas estrelas em curtos comprimentos de ondas é absorvido pelas pequenas partículas de poeira e grandes moléculas e fazem brilhar as nuvens interestelares nos comprimentos de onda mais longos do infravermelho que o SOFIA observa, o que permite aos astrônomos bisbilhotar dentro dessas nuvens e estudar as estruturas internas e os processos que lá se dão.
As observações do SOFIA foram feitas com o uso da Câmera Infravermelha para Objetos Esmaecidos do Telscópio SOFIA (Faint Object Infrared Camera for the SOFIA Telescope = FORCAST), cujo principal investigador é Terry Herter da Universidade Cornell. Os dados foram analisados e interpretados pela equipe FORCAST que inclui Francisco Salgado e Alexander Tielens do Observatório Leiden na Holanda, juntamente com o cientista do staff do SOFIA James De Buizer. Estes dados são o assunto de artigos apresentados no encontro de inverno de 2012 da American Astronomical Society em Austin, Texas, e artigos submetidos para publicação no The Astrophysical Journal.
As observações do SOFIA revelam a presença de umas 15 estrelas massivas em vários estágios de gestação. Na esquerda da imagem em destaque, a seta aponta para uma pequena bolha onde a estrela mais massiva deste aglomerado já limpou seu setor de todo gás e poeira. Esta bolha é circundada por uma densa casca de material, exibido na cor verde, na qual parte da poeira e todas as moléculas grandes foram destruídas. Esta casca é cercada por material quase intocado da nuvem, rastreado pela emissão vermelha da poeira mais fria. Os astrônomos têm indícios de que a expansão de tais bolhas em volta de estrelas massivas recém-nascidas acabam por comprimir o material próximo e desencadeia a formação de mais estrelas.
SOFIA espiona o coração da Nebulosa de Órion
Esta representação gráfica do Centro de Ciências SOFIA compara duas imagens em infravermelho do coração da Nebulosa de Órion: uma – em destaque – capturada com a câmera FORCAST a bordo do Observatório Aerotransportado SOFIA e outra – a maior, no fundo – da mesma área capturada pelo Telescópio Espacial Spitzer. (Imagem do SOFIA – James De Buizer / NASA / DLR / USRA / DSI / FORCAST; Imagem do Spitzer – NASA/JPL) › Link para a imagem ampliada
Esta imagem do SOFIA exibe a complexa distribuição de poeira interestelar e estrelas na Nebulosa de Órion. A poeira interestelar, composta principalmente por silício, carbono e outros elementos pesados, aos quais os astrônomos se referem genericamente como “metais”, juntamente com algumas moléculas de gelo e outras orgânicas, é parte da matéria prima da qual se formam novas estrelas e planetas.
As duas imagens em destaque exibem imagens em infravermelho intermediário que mostram partes da região berçário de estrelas da Nebulosa de Órion, também conhecida como Messier 42 (M42). As imagens do SOFIA foram produzidas pelo cientista do SOFIA James De Buizer e seus colaboradores a partir de dados obtidos entre maio e junho de 2011, durante o programa de ciência básica do SOFIA. As observações foram feitas com o uso da câmera FORCAST, cujo principal investigador é Terry Herter da Universidade Cornell. Essas observações são o assunto de artigos científicos a serem submetidos para publicação no The Astrophysical Journal.
O grande telescópio do SOFIA é capaz de individualizar diversas proto-estrelas e estrelas jovens, assim como nodos de poeira e gás que podem estar iniciando o processo de contração gravitacional para se tornarem estrelas. A massiva proto-estrela conhecida como o Objeto BN (Becklin-Neugebauer), se destaca como a fonte de luz azul dentro da imagem destacada com a borda em vermelho. A região BN/KL de Órion tira seu nome das iniciais dos pioneiros astrônomos em infravermelho Eric Becklin, Gerry Neugebauer, Doug Kleinmann e Frank Low que a mapearam no final da década de 1960 e início da década de 1970, usando os primeiros detectores de infravermelho astronômicos. Nesta imagem, os comprimentos de onda da luz infravermelha de 20, 31 e 37 microns, simbolizados respectivamente pelo azul, verde e vermelho, são visualizados como vindos da poeira interestelar relativamente fria, com temperaturas na faixa de 100 a 200°K.
A imagem do SOFIA no destaque com a borda em azul, mostra a Nebulosa de Ney-Allen, uma região de intensa emissão de infravermelho que foi descoberta em torno das estrelas luminosas do Trapézio pelos astrônomos Ed Ney e David Allen. Algumas das características compactas que aparecem na foto são discos de poeira e gás em torno de jovens estrelas com massas solares que podem ser sistemas planetários em processo de formação. Nesta imagem, as cores azul, verde e vermelho simbolizam, respectivamente, as faixas de 8, 20 e 37 microns, vindas de material com temperaturas da ordem de 500ºK.
A imagem de fundo, maior, é composta a partir de dados do Telescópio Espacial Spitzer, na qual os comprimentos de onda de 7.9, 4.5 e 3.6 microns (representados respectivamente pelas cores vermelho, verde e azul) são emitidos por poeira e gás aquecidos pelas estrelas em seu interior e pelas próprias estrelas. A região BN/KL é tão brilhante que fica superexposta na imagem do Spitzer.
As duas imagens do SOFIA foram feitas a partir de combinações de comprimentos de onda e de resoluções angulares, não disponíveis para qualquer outro observatório em Terra ou no espaço. As imagens do SOFIA e do Spitzer em conjunto fornecem uma visão abrangente dos estágios de formação de estrelas a partir de frias nuvens interestelares até estrelas em pleno funcionamento.
Fontes: New Star Cluster W3A Images Captured by SOFIA Observatory e SOFIA Observatory Peers Into Heart of Orion Nebula
A Voyager se aproxima da fronteira final de nossa “bolha solar”
Jia-Rui C. Cook — Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.
Steve Cole — NASA Headquarters, Washington
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Concepção artística da espaçonave Voyager da NASA. |
PASADENA, Calif. — Os dados vindos da Voyager 1, agora a mais de 18 bilhões de km do Sol, indicam que a espaçonave está perto de ser o primeiro objeto fabricado pela espécie humana a alcançar o espaço interestelar.
Pesquisas que se valem dos dados enviados pela Voyager, publicadas hoje na Science, fornecem novos detalhes sobre a última região que a espaçonave vai atravessar, antes de deixar a heliosfera – a bolha em torno de nosso Sol – e entrar no espaço interestelar. Três artigos descrevem como a entrada da Voyager 1 em uma região chamada de “auto-estrada magnética” resultaram na observação da maior quantidade até agora de partículas carregadas, vindas de fora da heliosfera e o desaparecimento das partículas carregadas vindas de dentro da heliosfera.
Os cientistas observaram dois dos três sinais que esperavam ver na chegada ao espaço interestelar: o desaparecimento das partículas carregadas na medida em que a nave se distancia pelo campo magnético solar e raios cósmicos vindos de muito longe e entrando no mesmo campo. Os cientistas ainda não viram o terceiro sinal esperado: uma mudança abrupta da direção do campo magnético, o que indicaria a presença de um campo magnético interestelar.
“Esta última e estranha região antes do espaço interestelar está entrando em foco, graças à Voyager 1, o explorador mais distante da humanidade”, diz Ed Stone, cientista do projeto Voyager no Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena. “Se fosse só pelos dados relativos aos raios cósmicos e partículas energéticas, se poderia pensar que a Voyager já tinha alcançado o espaço interestelar, mas a equipe sente que a Voyager 1 ainda não chegou lá, porque ainda estamos dentro do domínio do campo magnético do Sol”.
Os cientistas não sabem com exatidão o quanto a Voyager 1 ainda tem que viajar para alcançar o espaço interestelar. As estimativas variam de vários meses até anos. A heliosfera se estende por, pelo menos, 13 bilhões de km além de todos os planetas de nosso sistema solar. Ela é dominada pelo campo magnético do Sol e um vento ionizado que sopra do Sol para fora. Do lado de fora da heliosfera, o espaço interestelar é preenchido por matéria vinda de outras estrelas e o campo magnético das regiões próximas da Via Láctea.
A Voyager 1 e sua irmã gêmea, Voyager 2, foram lançadas em 1977. Elas circularam por Júpiter, SAturno, Urano e Netuno, antes de seguirem para suas missões interestelares em 1990. Agora, sua meta é deixar a heliosfera, sendo uma parte da missão a medição do tamanho desta.
Os artigos na Science se focam nas observações feitas de maio a setembro de 2012 pelos instrumentos de medição de raios cósmicos, partículas de baixa energia e magnetômetros, com alguns dados adicionais sobre as partículas carregadas obtidas em abril do corrente ano.
A Voyager 2 está a cerca de 15 bilhões de km do Sol e ainda dentro da heliosfera. A Voyager 1 estava a cerca de 18 bilhões de km do Sol, em 25 de agosto, quando ela chegou à “auto-estrada magnética”, também conhecida como a “região de depleção”, e é uma conexão com o espaço interestelar. Esta região permite que partículas carregadas entrem e saiam da heliosfera ao longo de uma suave linha magnética, em lugar de serem defletidas em todas as direções, como se estivessem presas em uma rede de estradas secundárias. Pela primeira vez e nesta região, os cientistas puderam detectar raios cósmicos de baixa energia, oriundos de estrelas moribundas.
“Observamos um dramático e rápido desaparecimento das partículas originadas no Sol. Sua intensidade diminuiu mais de 1.000 vezes, como se houvesse uma gigantesca bomba de vácuo na rampa de acesso da auto-estrada magnética”, diz Stamatios Krimigis, o principal investigador do instrumento de medição de partículas de baixa energia no Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins em Laurel, Md. “Nunca tínhamos testemunhado uma tal diminuição antes, a não ser quando a Voyager 1 saiu da magnetosfera gigante de Júpiter, há uns 34 anos”.
Outro comportamento das partículas carregadas, observado pela Voyager 1, também indica que a espaçonave ainda está em uma região de transição para o meio interestelar. Ao atravessar esta nova região, as partículas carregadas originárias da heliosfera que desapareceram mais rapidamente foram aquelas que viajavam ao longo das linhas do campo magnético solar. As partículas que se moviam perpendicularmente às linhas do campo na auto-estrada magnética não despareciam tão rapidamente. No entanto, os raios cósmicos que se moviam ao longo das linhas do campo na auto-estrada magnética eram algo mais populosos do que aqueles que se moviam perpendicularmente ao campo. Acredita-se que no espaço interestelar, a direção do movimento das partículas carregadas não tenha qualquer influência.
No espaço de cerca de 24 horas, o campo magnético originário do Sol também começou a “engarrafar”, tal como carros que diminuem a velocidade para pegar uma rampa de saída de uma auto-estrada. No entanto, os cientistas foram capazes de quantificar o campo magnético e verificar que sua direção não tinha mudado mais do que 2 graus.
“Um dia apenas fez uma tal diferença nesta região, com o campo magnético subitamente dobrando e se tornando extraordinariamente suave”, diz Leonard Burlaga, o autor principal de um dos artigos e com base no Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, Md. “Mas como não houve uma mudança significativa na direção do campo magnético, ainda estamos observando as linhas de campo originadas no Sol”.
O Laboratório de Propulsão a Jato da NASA em Pasadena, Calif., construiu e opera as espaçonaves Voyager. O Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena gerencia o JPL para a NASA. As missões Voyager são uma parte do Observatório do Sistema Heliofísico da NASA, patrocinado pela Divisão de Heliofísica da Diretoria de Missões Científicas do Quartel-General da NASA em Washington.
Para mais informações (em inglês) sobre as missões das espaçonaves Voyager, visite: http://www.nasa.gov/voyager e http://voyager.jpl.nasa.gov .
