quinta-feira, 15 de junho de 2017

Ligação entre cometa e a atmosfera terrestre

A desafiante descoberta, pela missão Rosetta da ESA, de vários isótopos de gás nobre xenônio no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko estabeleceu o primeiro elo quantitativo entre o cometa e a atmosfera da Terra.

cometa Churyumov-Gerasimenko

© ESA/Rosetta (cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko)

A mistura de xenônio encontrada no cometa é muito parecida com U-xenônio, a mistura primordial que os cientistas acreditam ter sido trazida para a Terra durante os estágios iniciais da formação do Sistema Solar. Estas medições sugerem que os cometas contribuíram com cerca de um-quinto da quantidade de xenônio na antiga atmosfera da Terra.

O xenônio é um gás incolor e inodoro que compõe menos de um bilionésimo do volume da atmosfera da Terra e pode conter a chave para responder a uma pergunta de longa data sobre os cometas: contribuíram estes para a transferência de material para o nosso planeta quando o Sistema Solar estava se formando, há cerca de 4,6 bilhões de anos atrás? E, em caso afirmativo, quanto?

O gás nobre xenônio é formado numa variedade de processos estelares, desde as fases tardias de estrelas de massa baixa e intermediária, até explosões de supernovas, e até fusões de estrelas de nêutrons. Cada um destes fenômenos dá origem a diferentes isótopos do elemento. Os isótopos mais leves do xenônio (124Xe and 126Xe) são produzidos durante explosões de supernova, os isótopos de massa intermediária (127Xe, 128Xe, 129Xe, 130Xe, 131Xe and 132Xe) são produzidos durante a fase do Ramo Gigante Assintótico de estrelas de massa baixa e intermediária evoluídas e os isótopos mais pesados (134Xe and 136Xe) são produzidos durante a fusão de estrelas de nêutrons. O Ramo Gigante Assimtótico é uma região do diagrama de Hertzsprung-Russell, populado por estrelas de massa baixa e moderadas. Este é um período de evolução estelar que ocorre em todas as estrelas entre 0,6 a 10 massas solares, no fim de sua vida. Como um gás nobre, o xenônio não interage com outras espécies químicas e, portanto, é um importante vestígio do material a partir do qual o Sol e os planetas se originaram e que, por sua vez, deriva de gerações de estrelas anteriores.

"O xenônio é o gás nobre estável mais pesado e, talvez, o mais importante por causa dos seus muitos isótopos que se originam em diferentes processos estelares: cada um fornece uma informação adicional sobre as nossas origens cósmicas," diz Bernard Marty da CRPG-CNRS e Universidade de Lorraine, França.

É por causa desta "impressão digital" especial que os cientistas têm usado o xenônio para investigar a composição do Sistema Solar inicial, que fornece pistas importantes para compelir a sua formação. Ao longo das últimas décadas, recolheram amostras da abundância relativa dos seus vários isótopos em diferentes locais: na atmosfera da Terra e de Marte, nos meteoritos provenientes de asteroides, em Júpiter e no vento solar, o fluxo de partículas carregadas que fluem do Sol.

A mistura de xenônio presente na atmosfera do nosso planeta contém uma maior abundância de isótopos mais pesados em relação aos mais leves; no entanto, isto resulta dos elementos mais leves escaparem mais facilmente da atração gravitacional da Terra e sendo perdidos para o espaço em maiores quantidades. Ao corrigir a composição atmosférica do xenônio para este efeito desenfreado, os cientistas na década de 1970 calcularam a composição da mistura primordial deste gás nobre, conhecido como U-xenônio, que já estava presente na Terra.

Este U-xenônio continha uma mistura de isótopos leves similar à dos asteroides e do vento solar, mas incluiu quantidades significativamente menores dos isótopos mais pesados.

"Por estas razões, há muito que suspeitamos que o xenônio na atmosfera inicial da Terra poderia ter uma origem diferente da mistura média deste gás nobre encontrado no Sistema Solar," diz Bernard.

Uma das explicações é que o xenônio no Sistema Solar deriva diretamente da nuvem protossolar, uma massa de gás e poeira que deu origem ao Sol e aos planetas, enquanto o xenônio encontrado na atmosfera terrestre foi entregue num estágio posterior por cometas que, por sua vez, se podem ter formado a partir de uma mistura de material diferente.

Com a visita da missão Rosetta da ESA ao cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, um fóssil gelado do Sistema Solar inicial, os cientistas poderiam finalmente reunir os dados, há muito procurados, para testar esta hipótese.

O xenônio é muito difuso na atmosfera fina do cometa, então foi necessário aproximar a Rosetta do cometa, entre 5 a 8 km da superfície do núcleo, por um período de três semanas, para que o ROSINA, o espectrômetro da sonda Rosetta para análise de íons e nêutrons, pudesse obter uma detecção significativa de todos os isótopos relevantes.

Voar tão perto do cometa foi extremamente difícil, por causa da grande quantidade de poeira que se levantava à superfície, o que poderia confundir os rastreadores de estrelas que eram usados para orientar a nave espacial.

Eventualmente, a equipe da Rosetta decidiu realizar esta operação na segunda metade de maio de 2016. Este período foi escolhido, de modo que teria passado o tempo suficiente após o periélio do cometa, em agosto de 2015, e para que a atividade de poeira se tornasse menos intensa, mas não demasiado de modo que a atmosfera fosse excessivamente fina e a presença de xenônio ficasse difícil de ser detectado.

Como resultado das observações, o ROSINA identificou sete isótopos de xenônio, bem como vários isótopos de outro gás nobre, o criptônio; elevando assim para três o inventário de gases nobres encontrados no cometa da Rosetta, após a descoberta de argônio, a partir de medições realizadas no final de 2014.

Uma análise mais aprofundada dos dados revelou que a mistura de xenônio no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, que contém quantidades maiores de isótopos leves do que pesados, é bastante diferente da mistura média encontrada no Sistema Solar. Uma comparação com a amostra de calibração a bordo confirmou que o xenônio detectado no cometa também é diferente da mistura atual na atmosfera da Terra.

Em contraste, a composição do xenônio detectada no cometa parece estar mais próxima da composição que os cientistas pensam estar presente na atmosfera inicial da Terra.

Existem algumas discrepâncias entre as duas composições, que indicam que o xenônio primordial fornecido ao nosso planeta, poderia derivar de uma combinação de cometas e asteroides impactantes.

Em particular, os pesquisadores conseguiram estabelecer o primeiro elo quantitativo entre os cometas e a camada gasosa do planeta: com base nas medições da Rosetta no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, 22% do xenônio, outrora presente na atmosfera da Terra, pode ser originário de cometas, o resto terá sido fornecido por asteroides.

Este resultado não está em contradição com as medições isotópicas da água no cometa da Rosetta, que eram significativamente diferentes daquelas encontradas na Terra. De fato, considerando os vestígios de xenônio na atmosfera da Terra e a quantidade de água muito maior nos oceanos, os cometas poderiam ter contribuído para o xenônio atmosférico sem ter um impacto significativo na composição da água nos oceanos.

A contribuição deduzida das medições de xenônio, por outro lado, concorda com a possibilidade de que os cometas tenham sido transportadores significativos de material pré-biótico, como o fósforo e o aminoácido glicina, que também foram detectados pela Rosetta no cometa, que foi crucial para o aparecimento da vida na Terra.

Finalmente, a diferença entre a mistura de xenônio encontrado no cometa, que foi incorporado no núcleo no momento da sua formação, e o xenônio observado por todo o Sistema Solar indica que a nuvem protossolar, a partir da qual o Sol, os planetas e pequenos corpos nasceram, era um lugar bastante heterogêneo em termos da sua composição química.

"Esta conclusão está de acordo com medições anteriores realizadas pela Rosetta, incluindo as deteções inesperadas de oxigênio molecular (O2) e di-enxofre (S2), e a alta relação deutério-hidrogênio observada na água do cometa," diz Kathrin Altwegg, da Universidade de Berna, Suíça, pesquisadora principal do ROSINA.

A evidência adicional da natureza não homogênea da nuvem protossolar veio também de um outro estudo baseado em observações do ROSINA, publicado em maio na Astronomy & Astrophysics, e que revelou que a mistura de isótopos de silício observados no cometa é diferente daquela medida em outro local no Solar Sistema.

Um artigo que relata a descoberta de xenônio pela sonda Rosetta no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko foi publicado na revista Science.

Fonte: ESA

sábado, 13 de maio de 2017

O cometa Johnson se aproxima

Com uma magnitude de +8,5, o cometa Johnson (C/2015 V2) já é suficientemente brilhante para juntar-se às fileiras dos cometas binoculares deste ano: NEOWISE (C/2016 U1), 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova, 2P/Encke, 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak, Lovejoy (C/2017 E4) e PanSTARRS (C/2015 ER61).

cometa Johnson

© Rolando Ligustri/iTelescope (cometa Johnson)

À medida que a Lua se aproxima do leste e desvanece, os céus escuros voltam apartir de 12 de maio. O momento não poderia ser melhor, com o cometa Johnson possui uma órbita hiperbólica e está fazendo um mergulho íngreme através da constelação de Boötes (Boieiro), estando no alto do céu do sudeste ao anoitecer enquanto também está atingindo seu pico de brilho.

O cometa Johnson atualmente exibe os dois tipos clássicos de caudas: uma cauda de poeira larga e brilhante, e quase em ângulo reto para ela, uma cauda iônica estreita. A cauda de poeira, embora bastante difusa, é mais fácil de ser vista. O núcleo do cometa Johnson contém carbono diatômico (C2), uma substância que brilha com uma tonalidade verde quando exposta ao vento solar.

O cometa Johnson (C/2015 V2) foi descoberto por J. A. Johnson em 3 de novembro de 2015, em imagens CCD tiradas com o telescópio Schmidt de 0,68 m da Catalina Sky Survey. Ele passa mais perto da Terra em 5 de junho, a uma distância de cerca de 120 milhões de quilômetros e chega ao periélio uma semana depois, no dia 12 de junho.

De momento, os observadores do hemisfério norte têm a melhor visão, mas no início de junho, todos receberão um pedaço da cena. O cometa mergulha para o sul ao longo do início do inverno, atravessando Virgem em meados de junho e Centaurus até o final de julho.

No momento, este cometa não é visível a olho nu, mas conforme ele se aproxima da Terra para um encontro no início de junho, ele chegará na 6ª magnitude, o que o tornará um alvo fácil para telescópios pequenos e até mesmo binóculos.

A menos que um cometa novo e brilhante seja descoberto, o cometa Johnson será nosso último cometa brilhante binocular do ano.

Fonte: Sky & Telescope

segunda-feira, 1 de maio de 2017

A divisão da cauda iônica do cometa Lovejoy

O que aconteceu com o cometa Lovejoy?

cometa Lovejoy

© Fritz Helmut Hemmerich (cometa Lovejoy)

Na imagem composta acima, o cometa foi captado no início deste mês, após o brilho inesperado e ostentando uma longa e intrincada cauda de íons. Notavelmente, o efeito tipicamente complexo do vento e do campo magnético do Sol aqui causou que o meio da cauda de íons do cometa Lovejoy se assemelhasse à cabeça de uma agulha. O cometa C/2017 E4 (Lovejoy) foi descoberto apenas no mês passado pelo notável descobridor de cometas, Terry Lovejoy.

O cometa atingiu magnitude visual 7 no início deste mês, tornando-se um bom alvo para binóculos e câmeras de exposição de longa duração. O que aconteceu com o cometa C/2017 E4 (Lovejoy), uma vez que esta imagem foi tomada pode ser considerado ainda mais notável, o núcleo do cometa parecia estar se desintegrando e desaparecendo durante o periélio, sua maior aproximação do Sol ocorrida no último dia 23 de abril.

Fonte: NASA

quinta-feira, 2 de março de 2017

Novo cometa descoberto por brasileiros

O novo astro foi descoberto pela equipe do Observatório SONEAR (Southern Observatory for Near Earth Asteroids Research).

ilustração de um cometa

© Solarseven/Shutterstock (ilustração de um cometa)

O novo cometa, denominado C/2017 D2 (Barros), foi pela primeira vez observado em 23 de fevereiro de 2017 pelo astrônomo João Ribeiro Barros e oficialmente confirmado pelo Minor Planet Center (MCP), em 1 de março de 2017.

Este é o quinto cometa descoberto pela equipe do SONEAR, observatório privado situado na cidade de Oliveira, MG, e mantido com recursos próprios pelos astrônomos Cristovão Jacques, Eduardo Pimentel e João Ribeiro Barros, autor da descoberta recente.

O cometa C/2017 D2 (Barros) é um objeto de orbita parabólica, de período muito longo, com inclinação da orbita de 31,2 graus e que deve se aproximar ao máximo do Sol em 12 de julho de 2017, quando chegará a 2,5 UA (Unidades Astronômicas) da estrela, equivalente a cerca de 375 milhões de km.

órbita do cometa C2017 D2 (Barros)

© Orbit Viewer (órbita do cometa Barros)

Atualmente, o cometa Barros está entre as orbitas de Marte e Júpiter, a 482 milhões de km da Terra, na 18ª magnitude. Por ter uma órbita extremamente grande, após passar pelo Sol seguirá para o exterior do Sistema Solar.

Fonte: SONEAR

domingo, 26 de fevereiro de 2017

Cometa pode estar perto da desintegração

O fim pode estar perto de um cometa que tem quebrado em pedaços por mais de 20 anos.

cometa 73P Schwassmann-Wachmann

© Observatório Slooh (cometa 73P/Schwassmann-Wachmann)

Em 12 de fevereiro, os astrônomos que usavam o telescópio do observatório on-line Slooh no Chile foram os primeiros a ver o núcleo do cometa 73P/Schwassmann-Wachmann se dividir em duas partes. A imagem acima mostra este novo fragmento (rotulado "BT"), que é obviamente mais brilhante (em outburst) do que o corpo principal.

Isso levanta dúvidas sobre se o cometa pode sobreviver a outra viagem ao redor do Sol. O cometa efetuará o periélio, aproximação máxima do Sol em 16 março deste ano.

"Isso coloca o núcleo do cometa sob tremendo estresse das forças gravitacionais do Sol, e parece que isso pode ter sido responsável por dividir o núcleo em dois," disse Paul Cox, astrônomo do observatório Slooh.

O cometa foi descoberto pela primeira vez em 1930, e os observadores do céu viram sinais de que o cometa se separou no final de 1995, quebrando em três pedaços. Em seguida, outro grande evento ocorreu em 2006, quando o cometa fragmentou em mais de 30 pedaços à medida que se aproximava do Sol.

Os cometas são compostos de rocha, gelo e poeira que provavelmente se originam do Cinturão de Kuiper ou da Nuvem de Oort muito mais distante, que são zonas de objetos gelados na extremidade do Sistema Solar. O cometa 73P/Schwassmann-Wachmann pertence à classe de objetos jupiterianos, que têm um período orbital relativamente curto, em torno de 5,36 anos, e vêm do Cinturão de Kuiper.

O cometa enfrenta duas grandes ameaças à sua sobrevivência nos próximos anos. Se sobreviver a esta última viagem ao redor do Sol, ele voará a 50 milhões de quilômetros de Júpiter em 2025. Júpiter é conhecido em efetuar rupturas em cometas, sendo o mais famoso o cometa Shoemaker-Levy 9 que fragmentou em várias partes em 1992 e colidiu com o planeta em 1994.

Outra ameaça em curso para o cometa 73P/Schwassmann-Wachmann é o vento solar, que é o fluxo constante de partículas que emanam do Sol. A influência do Sol no cometa perturba as camadas superficiais deste corpo pequeno, criando a coma (atmosfera cometária) e a cauda que são comuns nos cometas.

"Parece que é apenas uma questão de tempo até que o cometa 73P/Schwassmann-Wachmann seja destruído, se desintegrando em detritos de poeira cósmica," acrescentou Cox.

Se o fim estiver próximo deste pedaço de rocha espacial primordial, tal fato será registrado, pois os membros do observatório Slooh e outros astrônomos ao redor do mundo estarão observando o cometa nas próximas semanas nos dois observatórios controlados remotamente pela organização no Chile e nas Ilhas Canárias.

Fonte: Tenagra Observatories

quarta-feira, 22 de fevereiro de 2017

Quase três caudas no cometa Encke

Como um cometa pode ter três caudas?

cometa Encke

© Fritz Helmut Hemmerich (cometa Encke)

Normalmente, um cometa tem duas caudas: uma cauda de íons de partículas carregadas emitidas pelo cometa e empurradas pelo vento solar, e uma cauda de poeira de pequenos detritos que orbita ao longo da trajetória do cometa. A cauda de iônica é apontada na direção diretamente oposta à do Sol.

Frequentemente um cometa parece ter apenas uma cauda porque a outra cauda não é facilmente visível da Terra. Na imagem incomum caracterizada acima, o cometa periódico 2P/Encke parece ter três caudas porque a cauda iônica aparentemente foi separada em duas apenas quando a imagem foi tomada.

O vento solar complexo é ocasionalmente turbulento e às vezes cria rupturas na cauda iônica. Em raras ocasiões, os eventos de desconexão iônica foram registrados. Uma imagem do cometa Encke tomada dois dias depois dá uma perspectiva talvez menos desconcertante.

Fonte: NASA

segunda-feira, 16 de janeiro de 2017

Existem vulcões em cometas?

Os vulcões podem não apenas existir em luas e planetas. Um cometa orbitando entre Marte e Júpiter parece ter seus próprios sinais de vulcanismo gelado, expelindo material congelado em vez de lava quente.

29P Schwassmann-Wachman

© NASA/Spitzer (29P/Schwassmann-Wachman)

Ao invés de um único monte estagnado, no entanto, as erupções vêm de um único local várias vezes antes de finalmente viajar para outro ponto na crosta gelada.

A rotação lenta do cometa permite que a crosta se enfraqueça ao longo do dia, enquanto o monóxido de carbono se acumula novamente na superfície durante a noite. Eventualmente, a pressão sob a superfície irrompe. Ao contrário dos jatos vistos em outros cometas, a "lava" fria atravessa de repente e explosivamente, sem sinais de acúmulo gradual.

"É um evento abrupto," diz Richard Miles, cientista cometário da British Astronomical Association, que apresentou os resultados na reunião da Divisão de Ciências Planetárias em Pasadena, Califórnia. Uma vez que a explosão é finalizada, desliga-se sem o lento declínio comum aos jatos. "É o que se esperaria do criovulcanismo."

O cometa periódico 29P/Schwassmann-Wachman é o mais ativo de todos os cometas conhecidos. Pouco depois de sua descoberta de 1927, o brilho do cometa começou a mudar dramaticamente. Enquanto muitos cometas se tornam mais brilhantes à medida que viajam mais perto do Sol, o cometa 29P/Schwassmann-Wachman orbita em um círculo quase perfeito, mantendo uma distância bastante consistente da estrela. Apesar de sua órbita estável, o cometa pode fazer mudanças notáveis ​​no brilho, tornando-se um favorito para os astrônomos amadores para ser observado.

Miles e seus colegas estudaram o cometa ao longo de mais de uma década, identificando 64 explosões do objeto minúsculo. O corpo gelado pode ter apenas três a quatro explosões por ano, embora alguns anos tenham lançado sete a oito erupções. Ao rastrear sua localização sobre a superfície do cometa, os cientistas descobriram que muitas das erupções vieram das mesmas regiões. Enquanto alguns reapareceram depois de um dia, outros demoraram tanto quanto 20 anos para reaparecer, com base em observações anteriores. Foi a sua aparição repetida que levou Miles e sua equipe a investigá-los como criovulcanismo. Ao contrário dos vulcões normais, que espalham lava derretida, os criovulcões entram em erupção de gases congelados que se movem muito parecidos com seus primos mais quentes.

Os criovulcões podem ser comuns nas luas geladas do Sistema Solar, incluindo as luas de Júpiter, Europa e Ganimedes, e lua de Saturno, Titã. Os planetas anões também podem hospedar as fontes frias, pois Plutão e Ceres têm características identificadas como possíveis criovulcões. O cometa 29P/Schwassmann-Wachman não tem recursos no solo que se assemelham a vulcões gelados. Em vez disso, Miles interpreta a atividade como potencialmente vulcânica.

"Se só aparece uma vez, não é um vulcão", diz Miles. A maioria dos locais estão ativos duas ou três vezes antes de ficar sem vapor.
A atividade estranha pode ser devido ao ciclo incomumente longo dia/noite do cometa. Ao contrário da maioria dos cometas, que giram em escalas horárias, cometa 29P/Schwassmann-Wachman gira apenas cerca de uma vez a cada 60 dias (horário terrestre). Durante a longa noite do cometa, o material pode se juntar em câmaras abaixo da superfície. Quando o cometa gira em seu dia longo, o gás expande, flexionando a superfície. Altas pressões podem ajudar a saída do gás através da superfície, explodindo para fora em um evento semelhante a um vulcão. Em vez de magma quente, o gás congelado sai do cometa.

O material jorrando se comporta como a cera de parafina, diz Miles. A cera suaviza muito antes de derreter, ou se torna líquida; o mesmo pode ser verdade para o material que sobe sob a superfície do cometa. O material semelhante à cera também pode desencadear outra atividade vulcânica. Graças ao seu enorme núcleo, que é cerca de 40 km de diâmetro é muito maior do que a maioria dos outros cometas, a maior parte do material volta à superfície. Se cair sobre outros poços de material subterrâneo, pode enfraquecer a crosta o suficiente para permitir que eles explodam como seus próprios vulcões.

O fluxo de material para o espaço resulta numa coma que deve ser diferente em torno de outros cometas. A coma em torno do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, visitada pela missão Rosetta da Agência Espacial Europeia  (ESA) no ano passado, era muito mais fraca, provavelmente porque se formou muito menos violentamente.

Apesar de sua atividade incomum, o cometa 29P/Schwassmann-Wachman recebeu pouca atenção de observatórios terrestres e espaciais. Miles espera mudar isso enquanto continua as explosões incomuns em um esforço para entender os ciclos estranhos no corpo distante.

A pesquisa foi publicada em uma série de artigos da revista Icarus no início deste ano.

Fonte: Astronomy

segunda-feira, 2 de janeiro de 2017

O cometa periódico 45P retorna

Um velho cometa voltou ao Sistema Solar interior.

cometa 45P Honda-Mrkos-Pajdušáková

© Fritz Helmut Hemmerich (cometa 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková)

O cometa periódico 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková foi descoberto primeiramente em 5 de dezembro de 1948 por Minoru Honda, quando o astro estava na 9ª magnitude. Dois dias depois o mesmo cometa foi detectado por Antonín Mrkos e Ludmila Pajdušáková em placas fotográficas do Observatório Skalnate Pleso.

Este cometa tem um período curto, se aproximando da Terra a cada 5,25 anos, passando a maior parte do seu tempo fora, perto da órbita de Júpiter. O seu último periélio (maior aproximação do Sol) ocorreu no dia 31 de dezembro de 2016. Ele pode atingir um brilho máximo de magnitude +7 de janeiro a fevereiro de 2017, e passará a apenas 0,08 UA (12 milhões de quilômetros) da Terra em 11 de fevereiro de 2017. O cometa que passou mais próximo da Terra, cerca de  0,0151 UA (2,25 milhões de quilômetros), foi o D/1770 L1 Lexell em 01 de julho de 1770.

O cometa 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková tem seus elementos orbitais constantemente alterados em função de aproximações com o planeta Júpiter, bem como por efeitos não gravitacionais. Segundo cálculos de Kazuo Kinoshita, em 15 de agosto de 1935 o cometa passou a 0,08 UA de Júpiter provocando diminuição da sua distância periélica e diminuição do período orbital. Em 26 de março de 1986 o cometa passa a 0,11 UA de Júpiter, provocando nova diminuição da distância periélica, porém com aumento do período orbital.

O cometa é atualmente visível com binóculos sobre o horizonte ocidental logo após o pôr do Sol, não muito longe do planeta Vênus que é muito mais brilhante. O cometa foi captado na semana passada, visto na imagem acima, ostentando uma longa cauda de iônica com estrutura impressionante. Comet 45P passará relativamente perto da Terra no início do próximo mês.

Fonte: NASA

domingo, 25 de dezembro de 2016

O Grande Cometa de 1680

O cometa C/1680 V1, também conhecido como o Grande Cometa de 1680, Cometa de Kirch e Cometa de Newton, foi o primeiro cometa descoberto por telescópio.

Grande Cometa de 1680

© Lieve Verschuier (Grande Cometa de 1680)

O Grande Cometa de 1680 ficou imortalizado nesta pintura, onde aparece com uma enorme cauda na época de Natal sobre os céus de Rotterdam, Holanda.

O Grande Cometa de 1680 foi descoberto por Gottfried Kirch em 14 de novembro de 1680. Foi um dos mais brilhantes cometas do século XVII, visível mesmo à luz do dia, famoso por sua longa cauda. Passando apenas a 0,42 UA da Terra em 30 de Novembro, e a 0,0062 UA (930 mil km) do Sol em 18 de Dezembro de 1680. Apesar de ter sido inegavelmente um cometa rasante solar (Sungrazing), provavelmente não era parte da família Kreutz. Após o periélio, o cometa reapareceu no crepúsculo, no horizonte oeste, a partir do dia 19 de Dezembro, com uma cauda dourada espetacular que atingiu no seu auge cerca de 70 graus de comprimento alargando-se suavemente como um leque até 3 graus de largura na extremidade. O cometa atingiu o seu pico de brilho em 29 de dezembro. Foi observado pela última vez em 19 de Março de 1681. Em Setembro de 2012 o cometa estava a cerca de 253 UA do Sol.

Enquanto o cometa Kirch foi descoberto e, posteriormente, nomeado para Gottfried Kirch, deve-se também ser dado crédito a Eusebio Kino, um padre jesuíta espanhol, que traçou o curso do cometa. Após sua partida para o México ser adiada, Kino começou suas observações do cometa em Cádiz, em 1680. Após a sua chegada na Cidade do México, participou da "Exposisión Astronomica de el cometa" (Cidade do México, 1681) em que apresentou suas descobertas. A exposição de Kino, é um dos primeiros trabalhos científicos publicados por um europeu no Novo Mundo.

Além de seu brilho, foi também o primeiro cometa a ter a sua órbita determinada, provavelmente é mais conhecido por ser utilizado por Isaac Newton para testar e verificar as leis de Kepler. Newton desenvolveu um método para o cálculo das órbitas dos cometas com base nas suas posições medidas no firmamento e exemplificou a sua utilização com a determinação da órbita para o C/1680 V1. Este método viria a ter uma importância fundamental no estudo dos cometas, tendo sido utilizado com sucesso por um outro astrônomo inglês da época, Edmond Halley, na descoberta de que alguns cometas são periódicos.

Thomas Rutherford, em 1748, supôs que este cometa já havia aparecido antes: ele teria um período de cerca de 575 anos, e suas aparições anteriores teriam sido em 44 a.C. (o cometa de César, no ano do seu assassinato), 531, observado por João Malalas, e em 1106 (o grande cometa de 1106), no reinado de Henrique I da Inglaterra. Sua próxima aparição ocorrerá no ano 2255.

Fonte: Wikipédia

terça-feira, 27 de setembro de 2016

Fogo de artifício no cometa da Rosetta

Explosões breves mas poderosas vistas no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, no ano passado, durante o seu período mais ativo, foram rastreadas de volta às suas origens na superfície.

explosões no cometa Churyumov-Gerasimenko

© ESA/Rosetta (explosões no cometa Churyumov-Gerasimenko)

Nos três meses centrados em torno da aproximação mais adjacente do cometa ao Sol, a 13 de agosto de 2015, as câmaras da Rosetta captaram 34 explosões (outbursts).

Estes eventos violentos foram para além de jatos regulares e fluxos de material observados a fluir do núcleo do cometa. O último interruptor contínuo com repetibilidade de um relógio de uma rotação do cometa para a seguinte, sincronizou com o nascer e pôr-do-Sol.

Por outro lado, as explosões são muito mais brilhantes do que a dos habituais jatos, projeções de poeira súbitas, breves e de alta velocidade. Elas são tipicamente vistas apenas numa única imagem, indicando que têm uma vida útil mais curta do que o intervalo entre as imagens, tipicamente de 5 a 30 minutos.

Pensa-se que numa explosão típica são liberadas, naqueles poucos minutos, de 60 a 260 toneladas de material.

Em média, as explosões ao redor da abordagem mais próxima do Sol ocorreram uma vez a cada 30 horas, cerca de 2,4 rotações do cometa. Com base na aparência do fluxo de poeira, podem ser divididas em três categorias.

Um tipo está associado com um jato longo, estreito que se estende para longe do núcleo, enquanto o segundo envolve uma base ampla e larga que se expande mais lateralmente. A terceira categoria é um híbrido complexo dos outros dois tipos.

"Como qualquer projeção é de curta duração e apenas captada numa imagem, não podemos dizer se foi fotografada logo após a explosão ter começado ou mais tarde no processo", observa Jean-Baptiste Vincent, autor principal do artigo publicado na revista Monthly Notices of the Astronomical Society.

Assim, não podemos dizer se esses três tipos de 'formatos' em pluma correspondem a diferentes mecanismos, ou apenas a diferentes etapas de um único processo.

Mas se apenas um processo está envolvido, em seguida, a sequência evolutiva lógica é que um jato de pó estreito e longo é inicialmente ejetado a alta velocidade, muito provavelmente de um espaço confinado.

Em seguida, à medida que a superfície em torno do ponto de saída é modificada, uma fração maior de material fresco fica exposto, alargando a base em pluma.

Finalmente, quando a região da fonte fica de tal forma alterada que já não é capaz de suportar mais o jato estreito, apenas uma pluma ampla sobrevive.

A outra questão-chave é como essas explosões são acionadas.

Foi descoberto que pouco mais de metade dos eventos ocorreu em regiões correspondentes ao início da manhã, quando o Sol começou a aquecer a superfície, depois de muitas horas na escuridão.

Pensa-se que a rápida mudança na temperatura local desencadeia tensões térmicas à superfície que poderiam levar a uma fratura repentina e exposição de material volátil. Este material aquece rapidamente e vaporiza explosivamente.

Os outros eventos ocorreram após o meio-dia local , depois da iluminação de algumas horas.

Essas explosões são atribuídas a uma causa diferente, onde o calor acumulado atinge bolsos contendo materiais voláteis enterrados sob a superfície, mais uma vez causando um súbito aquecimento e uma explosão.

"O fato de termos claramente explosões da manhã e ao meio-dia aponta para pelo menos duas maneiras diferentes de desencadear uma explosão", diz Jean-Baptiste.

Mas é também possível que ainda outra causa esteja envolvida em algumas explosões.

"Descobrimos que a maioria das explosões parece ter origem nas fronteiras regionais do cometa, lugares onde há mudanças na textura ou topografia do terreno local, tais como penhascos íngremes, buracos ou nichos", acrescenta Jean-Baptiste.

A existência de pedras e outros detritos em torno das regiões identificadas como as fontes das explosões confirma que estas áreas são particularmente suscetíveis à erosão.

Enquanto se pensa que as superfícies das falésias em corrosão lenta sejam responsáveis por algumas das características dos jatos normais e de longa duração, uma borda de um penhasco enfraquecido pode também, de repente, entrar em colapso a qualquer momento, dia ou noite. Este colapso iria revelar quantidades substanciais de material fresco e poderia levar a uma explosão, mesmo quando a região não está exposta à luz solar.

Pelo menos um dos eventos estudados ocorreu num local que se encontrava na escuridão e pode estar relacionado com o colapso de uma falésia.

"Estudar o cometa durante um longo período de tempo deu-nos a oportunidade de olhar para a diferença entre a atividade 'normal' e explosões de curta duração, e como estas explosões podem ser desencadeadas", diz Matt Taylor, cientista do projeto Rosetta da ESA.

"Estudar como estes fenômenos variam consoante o cometa progride ao longo da sua órbita em torno do Sol dá-nos uma nova visão de como os cometas evoluem durante as suas vidas."

Fonte: ESA

sábado, 17 de setembro de 2016

Hubble olha a desintegração de um cometa

O telescópio espacial Hubble captou uma nítida desintegração de um cometa, que ocorreu a 108 milhões de quilômetros da Terra.

cometa 332P Ikeya-Murakami

© Hubble (cometa 332P/Ikeya-Murakami)

Em uma série de imagens tomadas em um período de três dias em Janeiro de 2016, o Hubble revelou 25 blocos constituídos por uma mistura de gelo e poeira que estão à deriva longe do cometa em um ritmo calmo, com a velocidade de caminhada de um adulto (4 km/h).

As observações sugerem que o cometa, chamado 332P/Ikeya-Murakami, de cerca de 4,5 bilhões de anos de idade, pode estar girando tão rápido que o material está sendo ejetado de sua superfície. Os detritos resultantes estão agora dispersos ao longo de uma trilha de quase 5 mil quilômetros.

Estas observações fornecem discernimento sobre o comportamento volátil dos cometas que se aproximam do Sol e começam a vaporizar, desencadeando forças dinâmicas. O cometa 332P/Ikeya-Murakami estava a cerca de 241 milhões de quilômetros do Sol, um pouco além da órbita de Marte, quando o Hubble avistou o seu rompimento.

"Nós sabemos que os cometas às vezes se desintegram, mas não sabemos muito sobre o porquê ou como eles se separam," explicou o pesquisador David Jewitt, da Universidade da Califórnia em Los Angeles. "O problema é que isso acontece de forma rápida e sem aviso, e por isso não tem muita chance de obter dados úteis. Por causa da fantástica resolução do Hubble, não só vemos realmente pequenos pedaços do cometa, mas podemos observar sua mudança ao longo do tempo. Isto possibilitou fazer as melhores medições já obtidas sobre tal objeto".

As observações de três dias revelaram que os fragmentos do cometa iluminam e ofuscam como fragmentos de gelo em suas superfícies girando para dentro e para fora sob incidência da luz solar. Suas formas mudam e também eles se separam. As relíquias geladas compreendem cerca de 4% do cometa original e variam em tamanho de cerca de 20 a 60 metros de largura; elas estão se afastando umas das outras a alguns quilômetros por hora.

As imagens do Hubble mostram que o cometa original também muda de brilho ciclicamente, completando uma rotação durante duas a quatro horas. Um visitante do cometa iria ver o Sol nascer e se pôr em tão pouco tempo, em torno de uma hora. O cometa também é muito menor do que era estimado, medindo apenas 488 metros de diâmetro, o comprimento de cinco campos de futebol.

O cometa 332P/Ikeya-Murakami foi descoberto em novembro de 2010, depois que ele apresentou aumento de brilho, por dois astrônomos amadores japoneses, Kaoru Ikeya e Shigeki Murakami.

Com base nos dados do Hubble, a equipe sugere que a luz solar aquece o cometa, fazendo com que os jatos de gás e poeira entrem em erupção de sua superfície. Porque o núcleo é tão pequeno, estes jatos agem como motores de foguete, rotacionando o cometa. A taxa de rotação mais rápida solta pedaços de material, que estão à deriva no espaço.

A equipe calculou que o cometa provavelmente lançou material ao longo de vários meses, entre outubro e dezembro de 2015. Jewitt sugere que alguns dos pedaços ejetados têm caído em uma espécie de cascata de fragmentação. "Nossa análise mostra que os fragmentos menores não são tão abundantes como se poderia esperar com base no número de pedaços maiores", disse ele. "Isto sugere que eles estão sendo esgotados, mesmo nos poucos meses desde que foram lançados a partir do corpo principal. Achamos que estes elementos pequenos têm uma vida útil curta."

A visão afiada do Hubble também avistou um pedaço de material do cometa, o que pode ser o primeiro indício de outra explosão. O remanescente ainda realizou outro lampezo, que pode ter ocorrido em 2012, e também é visível. O fragmento pode ser tão grande quanto o cometa, o que sugere a divisão em dois cometas. Mas o resto de gelo só foi descoberto em 31 de dezembro de 2015, pelo telescópio Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) localizado no Havaí, no trabalho apoiado pela Near-Earth Object Observations. Na mesma época, os astrônomos de todo o mundo começaram a notar um fragmento de material nebuloso perto do cometa, que depois o Hubble notou contituir em 25 pedaços.

A melhor visão anterior do Hubble de um cometa fragmentando veio através das observações da Advanced Camera for Surveys (ACS) do cometa 73P/Schwassmann-Wachmann 3 em abril de 2006. Nestas observações o Hubble testemunhou um cometa com mais de 60 fragmentos. As imagens do Hubble mostrou detalhes sem precedentes da dissolução do cometa 73P/Schwassmann-Wachmann 3, mas não foi observado o tempo suficiente para documentar a evolução dos fragmentos ao longo do tempo, ao contrário do caso do cometa 332P/Ikeya-Murakami.

Estima-se que o cometa 332P/Ikeya-Murakami contém massa suficiente para aguentar mais 25 explosões. Se o cometa tem um episódio a cada seis anos, o equivalente a uma órbita em torno do Sol, em seguida, ele se dissolverá em 150 anos.

O visitante gelado vem do Cinturão de Kuiper, um vasto enxame de objetos na periferia de nosso Sistema Solar. Estas relíquias geladas são os blocos de construção que sobraram de nosso Sistema Solar. Depois de quase 4,5 bilhões de anos congelado, o cometa 332P/Ikeya-Murakami foi lançado para fora do Cinturão de Kuiper, por causa de perturbações gravitacionais caóticas de Netuno.

Como o cometa viajou por todo o Sistema Solar, foi desviado pelos planetas, como uma bola quicando em torno de uma máquina de pinball, até que a gravidade de Júpiter definiu sua órbita atual. Jewitt estima que um cometa do Cinturão de Kuiper é jogado no interior do Sistema Solar a cada 40 a 100 anos.

Os resultados foram publicados no Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

segunda-feira, 8 de agosto de 2016

Como os cometas nascem

Uma análise detalhada dos dados recolhidos pela Rosetta mostra que os cometas são remanescentes antigos da formação do Sistema Solar e não fragmentos mais jovens resultantes de colisões subsequentes entre outros corpos maiores.

cometa Churyumov-Gerasimenko

© ESA/Rosetta (cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko)

Compreender como e quando objetos como o cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko tomaram forma é de extrema importância na determinação exata de como podem ser usados para interpretar a formação e evolução precoce do nosso Sistema Solar.

Se os cometas são primordiais, então podem ajudar a revelar as propriedades da nebulosa solar a partir da qual o Sol, os planetas e outros corpos pequenos se condensaram há 4,6 bilhões de anos atrás, e os processos que transformaram o nosso sistema planetário na arquitetura que vemos hoje.

A hipótese alternativa é que seriam fragmentos mais jovens resultantes de colisões entre corpos "parentes" mais velhos como por exemplo objetos transnetunianos. Poderiam, então, fornecer mais dados sobre o interior desses corpos maiores, das colisões que os perturbaram e o processo de construção de novos corpos a partir de outros mais velhos.

"De qualquer maneira, os cometas têm sido testemunhas de importantes acontecimentos na evolução do Sistema Solar, e é por isso que fizemos estas medições detalhadas com a Rosetta, juntamente com observações de outros cometas, para descobrir qual o cenário mais provável," afirma Matt Taylor, cientista do projeto Rosetta da ESA.

Durante a sua estadia de dois anos no Cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko, a Rosetta revelou uma imagem do astro como sendo de baixa densidade, alta porosidade, com lóbulos duplos e vastas camadas, sugerindo que os lóbulos acumularam material ao longo do tempo antes de se fundirem.

A invulgarmente alta porosidade do interior do núcleo fornece a primeira indicação de que este crescimento não pode ter sido através de colisões violentas, pois estas teriam compactado o material frágil. As estruturas e características em diferentes escalas de tamanho observadas pelas câmaras da Rosetta providenciam ainda mais informações sobre a forma como este crescimento pode ter ocorrido.

Trabalhos anteriores mostraram que a cabeça e corpo eram objetos originalmente separados, mas a colisão que os fundiu deve ter sido a baixa velocidade a fim de não destruir ambos. O fato de que ambas as partes têm camadas semelhantes também nos diz que devem ter sido submetidas a histórias evolutivas semelhantes e que as taxas de sobrevivência contra colisões catastróficas devem ter sido altas durante um significativo período de tempo.

Os eventos de fusão também devem ter acontecido em escalas menores. Por exemplo, foram identificadas três zonas esféricas na região Bastet, no pequeno lóbulo do cometa, que sugerem que são remanescentes de cometesimais mais pequenos ainda hoje preservados parcialmente.

A escalas ainda menores, de apenas alguns metros, existem as características denominadas "goosebumps" e "torrões", texturas ásperas observadas em várias fossas e paredes expostas de penhascos em vários locais no cometa.

Embora seja possível que esta morfologia possa surgir, por si só, apenas de fraturas, na verdade pensa-se que represente uma "granulosidade" intrínseca dos componentes do cometa. Ou seja, estes "goosebumps" podem mostrar o tamanho típico dos cometesimais mais pequenos que se acumularam e se fundiram para criar o cometa, tornados visíveis novamente hoje através da erosão devido à luz solar.

De acordo com a teoria, as velocidades a que estes cometesimais colidem e se fundem muda durante o processo de crescimento, com um pico quando os nódulos têm tamanhos de alguns metros. Por esta razão, pensa-se que as estruturas com tamanhos de um metro sejam as mais compactas e resistentes, o que é particularmente interessante dado que o material do cometa parece irregular, especificamente, nesta escala de tamanho.

Outras linhas de evidência incluem análises espectrais da composição do cometa, que mostram que a superfície sofreu pouca ou nenhuma alteração "in situ" por água líquida, e análises dos gases expelidos por sublimação de gelos enterrados abaixo da superfície, o que indica que o cometa é rico em supervoláteis como o monóxido de carbono, oxigênio, nitrogênio e argônio.

Estas observações sugerem que os cometas se formaram em condições extremamente frias e que não sofreram um processo térmico significativo durante a maior parte das suas vidas. Ao invés, para explicar as baixas temperaturas, a sobrevivência de certos gelos e a retenção de supervoláteis, devem ter sido acumulados lentamente ao longo de um grande período de tempo.

"Ao passo que outros grandes objetos transnetunianos nos confins do Sistema Solar parecem ter sido aquecidos por substâncias radioativas de curta duração, os cometas não parecem mostrar sinais similares de processamento térmico. Tivemos que resolver este paradoxo, observando detalhadamente a linha de tempo dos nossos modelos atuais do Sistema Solar, e considerar ideias novas," salienta Björn Davidsson do JPL (Jet Propulsion Laboratory), Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena (EUA).

Björn e colegas propõem que os membros maiores da população de objetos transnetunianos formaram-se rapidamente no primeiro milhão de anos da nebulosa solar, ajudados por correntes turbulentas de gás que aceleraram rapidamente o seu crescimento para tamanhos de até 400 km.

A aproximadamente três milhões de anos na história do Sistema Solar, o gás tinha desaparecido da nebulosa solar, deixando apenas material sólido para trás. Então, ao longo de um período muito maior de aproximadamente 400 milhões de anos, os já enormes objetos transnetunianos acretaram, lentamente, mais material e foram submetidos a compactação em camadas, por exemplo, os seus gelos derreteram e recongelaram. Alguns objetos transnetunianos até cresceram para objetos do tamanho de Plutão ou Tritão, o maior satélite natural de Netuno.

Os cometas tomaram um caminho diferente. Após a fase inicial de crescimento rápido dos objetos transnetunianos, os remanescentes grãos e diminutas pedras de material gelado nas partes frias e exteriores da nebulosa solar começaram a unir-se a velocidades baixas, produzindo cometas com mais ou menos 5 km de tamanho até ao ponto em que o gás desaparece da nebulosa solar. As velocidades baixas a que o material foi acumulado levaram a objetos com núcleos frágeis, altamente porosos e de densidade baixa.

Este crescimento lento também permitiu com que os cometas preservassem algum do material mais antigo, rico em voláteis, da nebulosa solar, uma vez que foram capazes de libertar a energia gerada pelo decaimento radioativo no seu interior sem aquecer demais.

Os objetos transnetunianos desempenharam mais outro papel na evolução dos cometas. Ao agitarem as órbitas cometárias, o material adicional foi acretado a velocidades um pouco maiores ao longo dos 25 milhões anos seguintes, formando as camadas exteriores dos cometas. A agitação também tornou possível a ligeira colisão entre objetos com vários quilômetros de tamanho, levando à natureza duplamente lobular de alguns cometas observados.

"Os cometas não parecem mostrar as características esperadas para pilhas de escombros resultantes de colisões, que resultam da quebra de objetos maiores como objetos transnetunianos. Em vez disso, pensamos que cresceram suavemente à sombra dos objetos transnetunianos, sobrevivendo essencialmente intactos durante 4,6 bilhões de anos," conclui Björn.

"O nosso novo modelo explica o que vemos nas observações detalhadas do cometa da Rosetta, e o que já havia sido sugerido por missões cometárias anteriores."

"Os cometas são realmente os tesouros do Sistema Solar," acrescenta Matt Taylor.

"Eles dão-nos uma visão sem precedentes sobre os processos que foram importantes na construção planetária durante estes primeiros tempos e como estão relacionados com a arquitetura do Sistema Solar que vemos hoje."

O novo estudo que aborda esta questão foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA