Sinais distorcidos do GPS ainda servem para alguma coisa
Sinais distorcidos do GPS revelam velocidade dos ventos em um furacão
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WASHINGTON, DC — Os sistemas de GPS servem para muitas coisas, tais como traçar a rota mais curta para sua viagem de automóvel ou para guiar os aviões através dos oceanos. Agora descobriram mais um uso para os sinais distorcidos do GPS que são refletidos por uma tempestade: medir a velocidade dos ventos de um furacão.
Medições precisas das velocidades dos ventos auxiliam os meteorologistas a predizer a intensidade das tempestades e para onde elas estão se dirigindo, explica Stephen Katzberg, um Distinto Pesquisador Associado do Centro de Pesquisas Langley em Hampton, Virgínia, e um dos,líderes do desenvolvimento da nova técnica de GPS. Os experts esperam poder utilizar o novo método de medição em escala global para compreender melhor com se formam as tempestades e o que rege seu comportamento.
A nova técnica pode prover, de maneira econômica, uma visão muito mais extensa das velocidades dos ventos em uma tempestade do que atualmente é possível, afirmam seus desenvolvedores. Voos de teste nas aeronaves caçadoras de tempestades da Administração Nacional dos Oceanos e Atmosfera (National Oceanic and Atmospheric Administration = NOAA) – apelidados Hurricane Hunters (=Caçadores de Furacões) – demonstram que o sistema fornece valiosas informações a um custo adicional pequeno, segundo Katzberg e seus colegas.
Um artigo que descreve os métodos e descobertas dos cientistas foi aceito para publicação na Radio Science, uma publicação da União Geofísica Americana (American Geophysical Union).
Ricochete do GPS
Pairando a milhares de quilômetros acima da Terra, os satélites do GPS emitem constantemente ondas de rádio para o solo que portam informações tanto acerca da posição do satélite, como do instante em que a mensagem foi enviada. Essas ondas de rádio podem ser refletidas por uma superfície, do mesmo modo que a luz visível é refletida por um espelho.
Quando uma onda de rádio de um satélite do GPS bate na superfície de um corpo d’água, tal como o oceano, cerca de 60% do sinal são refletidos de volta aos céus, explica Katzberg. Diferente de um espelho, entretanto, a superfície do oceano raramente fica calma e plana. O vento que sopra por sobre um corpo d’água levanta ondas.
“Imagine soprar sobre um prato de sopa quente”, explica ele. “Quanto mais forte for o sopro, maiores ‘ondas’ vão aparecer no prato”. Quando o sinal do GPS atinge uma onda, a superfície irregular distorce a reflexão, espalhando o sinal em várias direções.
“As ondas de rádio refletem nas ondas”, diz Katzberg. “Na medida em que a superfície fica mais irregular, as reflexões ficam mais perturbadas e é isto que medimos”.
O novo método para calcular a velocidade dos ventos é fruto de anos de sintonia fina feita pelos cienjtistas da NASA e da NOAA, acrescenta Katzberg. Durante a operação, as medições são feitas por chips de recepção de GPS, similares aos que equipam os smartphones, instalados na aeronave. Um computador compara os sinais que vêm diretamente dos satélites acima, com os sinais recebidos do mar abaixo e calcula a velocidade aproximada do vento com um erro menor do que 5 m/seg. Em termos de comparação, a velocidade média dos ventos em um furacão de força 3, ou seja, de intensidade intermediária, é de cerca de 55 m/seg.
Sondas lançadas aos oceanos
O método padrão para medir a velocidade dos ventos é lançar das aeronaves tubos de 40 cm equipados com instrumentos científicos, chamados de sonda-de-queda (dropsonde). Essas sondas são dotadas de pequenos para-quedas e lançadas de aeronaves, coletando as informações durante sua descida. Cada dispositivo mede pressão, umidade e temperatura, além da velocidade do vento. Uma missão típica dos Hurricane Hunters emprega cerca de 20 sondas que custam, cada uma, uns US $ 750.
As sondas proporcionam medições da velocidade do vento 10 vezes mais precisas do que o novo sistema de GPS, pelo menos até agora. Sua precisão é de cerca de 0,5 m/seg.
Mas, uma vez que as sondas são tão caras, seus lançamentos são bem dispersados dentro e em torno da tempestade. Esse distanciamento significa que os meteorologistas precisam fazer algumas “contas de chegar” para preencher os intervalos. Segundo Katzberg, o sistema de captação do sinal refletido do GPS pode essencialmente operar sem parar, reunindo constantemente as informações sob os ventos abaixo. A meta principal não é substituir as sondas; trata-se muito mais de ampliar a visão das velocidades do ventos, além dos dados fornecidos pelas sondas.
“Os sistemas de GPS já vão estar mesmo a bordo, então, por que não obter informações adicionais acerca do ambiente em torno?”, pergunta Katzberg.
Já que o método necessita de grandes corpos d’água para funcionar, não pode ser usado sobre terra firme. Igualmente, nos casos onde a superfície do oceano fica áspera sem quaisquer ventos, como no caso do olho de uma tempestade, Katzberg concede que será necessário empregar outras ferramentas para obter uma medição precisa.
Comunicação por Satélite
Embora a nova técnica de medição esteja sendo testada em aeronaves, segundo Katzberg, ela pode ser implementada em satélites. A NASA planeja lançar em 2016 um sistema de pequenos satélites, chamado CYGNSS (acrônimo de Cyclone Global Navigation Satellite System, cuja pronúncia lembra “cygnis” = “cisne” em latim), para medir os sinais refletidos de GPS a partir da órbita terrestre baixa para monitorar as velocidades dos ventos a partir do espaço.
E, olhando um pouco mais longe no futuro, as reflexões dos poderosos satélites de comunicações comerciais (tipo DirecTV e Sirius XM Radio) podem ser usados em adição ao GPS.
“Esses sinais são extremamente poderosos e fáceis de detectar”, afirma Katzberg. “Esses satélites custam centenas de milhões, até bilhões de dólares, mas nosso sistema custa apenas algumas centenas. Nós tiramos vantagens de uma estrutura que já existe.”
Título do artigo: The use of reflected gps signals to retrieve ocean surface wind speeds in tropical cyclones
Autores:
Stephen J. Katzberg: NASA Langley Research Center, Hampton, Virginia, USA;
Jason Dunion: University of Miami/CIMAS – NOAA/AOML/Hurricane Research Division, Miami, Florida, USA;
George G. Ganoe: NASA Langley Research Center, Hampton, Virginia, USA.
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 .
O oceano aquecido está derretendo a calota da Antártica
O aquecimento dos oceanos está causando a maior parte da perda de massa das plataformas da Antártica
Esta foto mostra a Plataforma de Gelo Venable, Antártica Ocidental, em outubro de October 2008.› Imagem apliada e outras informações
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As taxas do derretimento basal das plataformas de gelo da Antártica (o derretimento das plataformas por baixo) sobrepostas a um mosaico de 2009 criado a partir de dados do Espectro-radiômetro de Resolução Moderada (Moderate Resolution Imaging Spectroradiometer =MODIS), um instrumento a bordo dos satélites Terra e Aqua da NASA. Sombreados em vermelho denotam taxas de derretimento menores que 5 metros por ano (condição de congelamento), enquanto o sombreado em azul representa derretimento maior que 5 metros por ano (condição de derretimento). Os perímetros das plataformas de gelo em 2007-2008, excluindo afloramentos e ilhas de gelo, são mostrados nas linhas negras finas. Cada gráfico circular mostr a proporção da perda total da massa de gelo em cada plataforma, expresso em gigatons por ano, com a proporção da perda de gelo devida a “calving” (o “descascamento” natural) denotado pelas linhas hachreadas e a proporção de perda basal em negro sólido. Crédito da imagem: NASA/JPL-Caltech/UC Irvine/Columbia University |
PASADENA, Califórnia — As águas dos oceanos que derretem por baixo as plataformas de gelo da Antártica são as responsáveis pela maior parte da perda da calota de gelo do continente, conforme descobriu um novo estudo da NASA e de pesquisadores de universidades.
Os cientistas estudaram as taxas de derretimento basal – ou seja: o derretimento das plataformas de gelo desde debaixo – de cada uma das plataformas de gelo, aquelas extensões das geleiras que vazam para o mar. No entanto, este é o primeiro estudo compreensivo de todas as plataformas de gelo da Antártica. O estudo descobriu que o derretimento basal respondia por 55% de toda a perda de massa das plataformas de gelo da Antártica de 2003 a 2008, uma quantidade muito maior do que se acreditava antes.
A Antárctica contém 60% de toda a água doce do planeta, retida em sua massiva calota polar. As plataformas de gelo escoram as geleiras por trás delas, modulando a velocidade com a qual esses rios de gelo desaguam no oceano. Estabelecer como as plataformas de gelo derretem, vai ajudar os cientistas a melhorar as projeções de como a Calota Polar Antártica vai responder ao aquecimento dos oceanos e contribuir para a elevação do nível dos mares. Isto servirá também para melhorar os modelos globais de circulação oceânica, fornecendo uma estimativa melhor da quantidade de água doce que o derretimento das plataformas de gelo adicionam às águas costeiras da Antártica.
O estudo emprega reconstruções da acumulação de gelo, leituras da espessura do gelo feitas por satélites e aeronaves, e mudanças na elevação e velocidade do gelo para estabelecer o quão rápido as plataformas de gelo derretem e comparar a massa perdida com a quantidade liberada pelo fracionamento, ou liberação de icebergs.
“A visão tradicional da perda de massa [da calota] da Antártica era que ela era quase que totalmente controlada pela liberação de icebergs”, diz Eric Rignot do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA em Passadena e da Universidade da Califórnia em Irvine. Rignot é o principal autor do estudo que será publicado na edição de 14 de junho da Science. “Nosso estudo demonstra que o derretimento por baixo, pelas águas dos oceanos, é maior e isto deve mudar nossa perspectiva sobre a evolução da calota de gelo em um clima aquecido”.
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Frente de fratura de uma plataforma de gelo na Antártica Ocidental. A visão mais tradicional sobre as plataformas de gelo, as extensões flutuantes das geleiras por sobre o mar, era que a maior parte da perda do gelo era pelo descolamento de icebergs. Crédito: NASA/GSFC/Jefferson Beck |
Plataformas de gelo crescem através de uma combinação de gelo terrestre fluindo para o mar e a neve que se acumula sobre sua superfície. Para estabelecer quanto gelo e quanta neve contribuem em cada plataforma de gelo específica e o quanto se transforma em um iceberg, quando ela se rompe, a equipe de pesquisa usou um modelo climático regional de acumulação de neve e combinou os resultados com os dados da velocidade do gelo dos satélites, medições da espessura do gelo pela missão IceBridge da NASA – uma contínua missão de observação aérea dos polos da Terra – e um novo mapa do leito rochoso da Antártica. Usando essas informações, Rignot e seus colegas foram capazes de deduzir se a plataforma de gelo estava perdendo massa pelo derretimento basal ou ganhando massa pelo congelamento basal das águas dos mares.
Em alguns lugares, o derretimento basal suplantava o desprendimento de icebergs. Em outros lugares, acontece o oposto. Porém, no total, as plataformas de gelo da Antártica perderam 1.325 trilhões de quilogramas de gelo por ano de 2003 a 2008 através do derretimento basal, enquanto que o desprendimento dos icebergs respondeu por 1.089 trilhões de quilogramas a cada ano.
O derretimento basal pode ter um impacto maior sobre a circulação oceânica do que o desprendimento dos icebergs. Os icebergs liberam lentamente a água derretida, enquanto garram do continente. Porém o forte derretimento perto das profundas linhas de fundo, onde as geleiras perdem sua adesão ao fundo do mar e começam a flutuar como plataformas de gelo, vaza grandes quantidades de água doce perto da linha costeira do Atlântico. Esta água menos densa não se mistura e afunda tão prontamente quanto a água mais fria e salgada, e isto pode estar modificando a taxa de renovação da água do fundo.
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Esta foto mostra a frente de fracionamento da plataforma de gelo em frente da Geleira de Pine, um dos principais sistemas de gelerias da Antártica Ocidental. A imagem foi obtida durante a campanha conjunta de NASA/Centro de Estudios Cientificos, Chile (CECS) na Antártica no outono de 2002. Crédito: NASA/JPL-Caltech/UC Irvine |
“Mudanças no derretimento basal estão contribuindo para modificar as propriedades das águas do fundo do Atlântico, um dos componentes da circulação oceânica acima”, diz um dos autores, Stan Jacobs, oceanógrafo do Observatório da Terra Lamont-Doherty da Universidade de Columbia em Palisades, N.Y. “Em algumas áreas isto pode causar impacto sobre os ecossistemas, através de ressurgências costeiras, o que traz consigo os micro-nutrientes, tais como o ferro, que alimentam as marés vermelhas no verão”.
O estudo descobriu que o derretimento basal está distribuído de forma assimétrica em torno do continente. As três plataformas gigantes de Ross, Filchner e Ronne, que perfazem dois terços de toda a área de plataformas de gelo da Antártica, respondem por somente 15% do derretimento basal. Enquanto isto, menos do que uma dúzia das pequenas plataformas de gelo que flutuam sobre águas “quentes” (águas do mar poucos graus acima do ponto de congelamento), produziam metade de todo o derretimento, durante o mesmo período. Os cientistas detectaram uma taxa similar de derretimento basal por baixo de seis pequenas plataformas de gelo ao longo da Antártica Oriental, uma região ainda pouco conhecida por conta da raridade das medições.
Os pesquisadores também compararam as taxas nas quais as plataformas de gelo estão se fracionando à velocidade com que o próprio continente está perdendo massa e descobriram que, na média, as plataformas de gelo perderam massa duas vezes mais rápido do que a calota da Antártica, durante o período do estudo.
“O derretimento das plataformas de gelo não significa necessariamente que uma plataforma de gelo esteja em decadência: isto pode ser compensado pelo fluxo de gelo do continente”, diz Rignot. “Porém em vários lugares em torno da Antártica, as plataformas de gelo estão derretendo rápido demais e uma consequência disto é que as geleiras e todo o continente estão mudando também”.
Um proto-exoplaneta muito estranho…
Surpesa na formação de um exoplaneta
13 de junho de 2013
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Imagens do disco exoplanetário TW Hidra. |
Washington, D.C.— Uma equipe de pesquisadores descobriu indícios de que um exoplaneta pode estar se formando bem longe de sua estrela — a cerca do dobro da distância de Plutão para nosso Sol. O planeta fica em um disco gasoso e poeirento em torno de uma pequena anã vermelha, TW Hidra, a qual tem apenas cerca de 55% da massa do Sol. Esta descoberta aumenta ainda mais a sempre crescente variedade de sistemas planetários na Via Láctea. A pesquisa foi publicada no Astrophysical Journal.*
Este poeirento disco protoplanetário é o mais próximo de nós, a cerca de 176 anos-luz na direção da constelação de Hidra. Os astrônomos usaram observações do Telescópio Espacial Hubble em uma larga faixa de comprimentos de onda, da luz visível até o infravermelho próximo, para modelar as cores e a estrutura do disco de uma forma até então nunca feita. Eles encontraram uma falta de material no disco, ou falha parcial, a cerca de 80 unidades astronômicas (UA – uma UA é a distância do Sol à Terra). Seus modelos indicam que a depressão tem cerca de 20 UAs de largura, um pouquinho mais larga do que o necessário para uma falha causada pela acreção de um planeta e consistente com um planeta com uma massa entre 6 e 28 vezes a da Terra. Esta característica é vista em todos os comprimentos de onda, o que indica que é uma diferença estrutural e não causada por uma composição local. A equipe acredita que é um forte indício de que a formação de um planeta está causando a falha.
“O sistema TW Hidra tem entre 5 e 10 milhões de anos de idade e deve estar na fase final de formação de planetas, antes que seu disco se dissipe”, observou a co-autora Alycia Weinberger da Carnegie, investigadora principal das observações. “É surpreendente encontrar um planeta com apenas 5 a 10% da massa de Júpiter se formando tão distante, já que os planetas deveriam se formar mais rápida e aproximadamente. Em todos os cenários de processos de formação de planetas, é difícil fazer um planeta de pequena massa tão distante de uma estrela de pequena massa”.
A meta dessas observações era compreender não só se haveria a formação de planetas, como também quais condições podem resultar na formação de planetas e quais as substâncias químicas estão disponíveis para a formação de novos planetas. Os modelos criados pela co-autora Hannah Jang-Condell, um antiga pesquisadora da Carnegie, mostram que o disco era mais brilhante do que o esperado, o que indica que grãos de poeira muito pequenos estão sendo alçados bem acima do plano médio. Isto é surpreendente porque as observações com rádio-telescópios havia mostrado anteriormente que a poeira contida no disco tina se conglomerado em pedriscos.
Weinberger projetou que as observações fossem capazes de detectar grandes grãos de água na camada superficial do disco. Esses grãos não foram encontrados, o que provavelmente significa que eles cresceram e se afundaram no plano médio do disco, onde eles podem se agregar em planetas ricos em água.
A formação de planetas distante de uma estrela mãe pequena não se encaixa com os dogmas vigentes de formação de planetas. Sob o cenário mais aceito, os planetas se formam ao longo de dezenas de milhões de anos a partir da lenta acreção de poeira, rochas e gases. Isto acontece com mais facilidade perto da estrela central, onde as escalas de tempos orbitais são curtos. Mesmo em um cenário de instabilidade do disco, no qual os planetas podem colapsar rapidamente do disco, não está bem claro como um tal planeta de pequena massa pode se formar.
O astrofísico da Carnegie Alan Boss, que trabalha com modelos de instabilidade do disco, disse: “Se a massa desse suposto planeta for pequena como parece ser, isso vai ser um quebra-cabeças. A teoria diz que ele não pode existir!”
O principal autor do estudo, John Debes do Instituto de Ciência Espacial com Telescópios e também um antigo pesquisador da Carnegie, observou: “Tipicamente, são necessários pedriscos antes que um planeta possa se formar. Então, se houver um planeta na falha e não houver poeiras maiores do que um grão de areia mais longe, nós conseguimos um belo desafio para os modelos tradicionais de formação de planetas”.
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*Os autores do estudo são John Debes, Hannah Jang-Condell, Alycia Weinberger, Aki Roberge e Glenn Schneider. O apoio para o trabalho foi dado pela NASA através do Instituto de Ciência do Telescópio Espacial, operado pela Associação de Universidades para Pesquisa em Astronomia, INc. Debes, Jang-Condell e Roberge são todos antigos pesquisadores da Carnegie.
Um novo e surpreendente material
DOE/Argonne National Laboratory
Descoberto um novo estado de material contra-intuitivo às leis da física
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Transições induzidas pela pressão são associadas com expansões de volume de até 2 vezes. Embora um aumento do volume com a pressão seja algo contra-intuitivo, as novas fases obtidas contêm grandes poros cheios de fluidos, tais que o volume combinado sólido + fluido é reduzido e as ineficiências de preenchimento de espaços na fase interpenetrada inicial são eliminadas. Para ver uma versão ampliada da imagem, clique nela. |
LEMONT, ILLINOIS. — Quando se espreme alguma coisa, ela fica menor. A menos que você esteja no Laboratório Nacional Argonne.
No laboratório, nos subúrbios de Chicago, um grupo de cientistas aparentemente conseguiu desafiar as leis da física e descobriu uma maneira de aplicar pressão de modo a fazer um material se expandir, em lugar de se comprimir ou contrair.
“É com se espremêssemos uma pedra e ela virasse uma enorme esponja”, diz Karena Chapman, uma química do laboratório do Departamento de Energia dos EUA. “Espera-se que os materiais fiquem mais densos e mais compactos sob pressão. O que estamos vendo é exatamente o oposto. O material comprimido fica com a metade da densidade do estado original. Isso é contra-intuitivo às leis da física”.
Como um tal comportamento parece ser realmente impossível, Chapman e seus colegas levaram vários anos testando e retestando o material, até que passaram a acreditar no inacreditável e compreenderam como o impossível era possível. A cada experiência, obtiveram os mesmos resultados atordoantes.
“As ligações no material se rearrumam completamente”, explica Chapman. “Isso me deixa perplexa”.
Esta descoberta vai acarretar mais do que ter que reescrever os livros de ciência; ela pode dobrar a variedade de materiais de estrutura porosa disponíveis para a fabricação de itens de tratamento de saúde e controle ambiental.
Os cientistas usam este tipo de materiais que têm buracos como uma esponja em sua estrutura, para capturar, armazenar e filtrar materiais. O formato dos buracos de “esponja” os torna particularmente adequados para moléculas específicas, permitindo seu uso como filtros d’água, sensores químicos e recipientes de armazenagem compressíveis para o sequestro de carbono de células combustíveis de hidrogênio. Ajustando as taxas de percolação, os cientistas podem adaptar essas estruturas para a aplicação dirigida de medicamentos e para dar início a reações químicas para a produção de quase qualquer coisa, de plásticos a alimentos.
“Isso pode não só abrir o caminho para tornar novos materiais porosos, como também nos dar acesso a novas estruturas para capacidade de selecionamento e novas taxas de percolação”, afirma Peter Chupas, um químico do Laboratório Argonne que colaborou na descoberta dos novos materiais.
Os detalhes do trabalho da equipe foram publicados na edição de 22 de maio de Journal of the American Chemical Society em um artigo intitulado “Explorando Altas Pressões para Gerar Porosidade, Polimorfismo e Expansão da Reticulação na Estrutura Molecular Não-porosa do Zn(CN)2” (“Exploiting High Pressures to Generate Porosity, Polymorphism, And Lattice Expansion in the Nonporous Molecular Framework Zn(CN)2 “).
Os cientistas puseram cianeto de zinco, um material usado em eletrodeposição, em uma bigorna de diamante na Fonte Avançada de Fótons (Advanced Photon Source = APS) no Laboratório Argonne e aplicaram altas pressões, da ordem de 0,9 a 1,8 gigaPascals, ou seja: de 9.000 a 18.000 vezes a pressão atmosférica. Estas altas pressões estão dentro da faixa obtenível pela indústria para sistemas de armazenamento a granel. Empregando diferentes fluidos no entorno do material enquanto ele era espremido, os cientistas conseguiram criar cinco novas fases do material, duas das quais mantiveram sua nova capacidade porosa em pressão normal. O tipo de fluido empregado determinava o formato dos poros da “esponja”. Esta foi a primeira vez que a pressão hidrostática conseguiu transformar materiais densos com estruturas atômicas interpenetradas em novos materiais porosos. Várias séries de experiências de difração raios-X de alta pressão series, in situ, foram feitas nas faixas de feixe de 1-BM, 11-ID-B e 17-BM da APS para estudar as transições do material.
“Aplicando a pressão fomos capazes de transformar um material normalmente denso e não-poroso em um leque de novos materiais porosos que podem conter até o dobro de outros materiais”, diz Chapman. “Esta descoberta contra-intuitiva provavelmente vai dobrar a quantidade de materiais de estrutura porosa que poderão expandir seu uso em aplicação de fármacos, sequestro [de gases], filtragem de materiais e catálise”.
Os cientistas continuarão a testar a nova técnica em outros materiais
Diminuindo os riscos das radiações no espaço
Descobertas sobre a radiação na Lua podem ajudar a reduzir riscos de saúde para os astronautas
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Concepção artística do satélite Lunar Reconnaissance Orbiter da NASA em órbita da Lua. O telescópio CRaTER aparece no centro da imagem no canto esquerdo inferior da espaçonave. Imagem: cortesia da NASA. Clique aqui para imagem ampliada |
DURHAM, N.H. –- Cientistas espaciais da Universidade de New Hampshire (UNH) e do Southwest Research Institute (SwRI) relatam que os dados recolhidos pelo satélite Reconhecimento Orbital Lunar (Lunar Reconnaissance Orbiter = LRO) da NASA, mostram que materiais tais como plásticos leves proporcionam um escudo eficaz contra os perigos da radiação, enfrentados pelos astronautas durante longas viagens espaciais. A descoberta pode ajudar a reduzir os riscos de saúde para as pessoas em futuras missões no espaço.
O material comumente empregado para a construção de espaçonaves vem sendo basicamente o alumínio, porém este fornece uma proteção relativamente pequena contra os raios cósmicos de alta energia e pode acabar por aumentar tanto a massa da espaçonave que o custo do lançamento fica proibitivo.
Os cientistas publicaram suas descobertas online na publicação Space Weather da União Geofísica Americana, sob o título “Measurements of Galactic Cosmic Ray Shielding with the CRaTER Instrument” (Medições da Proteção Contra Raios Cósmicos Galáticos com o Instrumento CRaTER – link para o resumo aqui). O trabalho é baseado nas observações feitas pelo Telescópio de Raios Cósmicos para os Efeitos da Radiação (Cosmic Ray Telescope for the Effects of Radiation = CRaTER) à bordo da espaçonave LRO. O autor principal é Cary Zeitlin do Departamento de Terra, Oceanos e Espaço do SwRI na UNH e o co-autor e principal investigador do CRaTER é Nathan Schwadron do Instituto para o Estudo da Terra, dos Oceanos e do Espaço da UNH.
Segundo Zeitlin, “Este é o primeiro estudo que emprega observações feitas no espaço para confirmar o que já se pensava há algum tempo — que plásticos e outros materiais leves são, quilo por quilo, mais eficazes em fornecer uma blindagem contra a radiação cósmica do que o alumínio. A blindagem não fornece proteção total contra a exposição à radiação no espaço profundo, mas existem diferenças claras na eficácia de diferentes materiais”.
A comparação entre o plástico e o alumínio já tinha sido feita antes, em testes feitos em Terra com o uso de feixes de partículas pesadas para simular os raios cósmicos. “A eficácia da blindagem em plástico no espaço coincide bastante com o que descobrimos nessas experiências com os feixes, de forma que ficamos bastante confiantes nas conclusões que tiramos deste trabalho”, diz Zeitlin. “Qualquer coisa com um alto conteúdo de hidrogênio, inclusive água, vai funcionar bem”.
Os resultados obtidos no espaço são um produto da capacidade do CRaTER de medir com precisão a dose de radiação dos raios cósmicos que passam através de um material conhecido como “plástico equivalente a tecidos” que simula o tecido muscular humano. Antes das medições feitas com o CRaTER e as recentes medições do Detector de Avaliação de Radiação (Radiation Assessment Detector = RAD) a bordo do veículo de exploração Curiosity em Marte, os efeitos de blindagens espessas sobre os raios cósmicos só haviam sido simulados em modelos de computador e em aceleradores de partículas, com poucos dados de real observação oriundos do espaço profundo.
As observações do CRaTER validaram os modelos e as medições feitas em Terra, o que significa que materiais leves para a blindagem podem ser empregados com segurança para missões longas, desde que suas propriedades estruturais possam ser adequadas a suportar os rigores do voo espacial.
Desde o lançamento do LRO em 2009, o instrumento CRaTER vem medindo partículas energéticas carregadas — partículas que podem viajar a velocidades próximas à da luz e podem causar danos à saúde — desde raios cósmicos galáticos até partículas oriundas de eventos solares. Felizmente, a atmosfera espessa e o forte campo magnético da Terra fornecem uma blindagem contra essas partículas de alta energia.
