Telescópio Espacial Hubble vê indícios de vapor de água em Europe

O Telescópio Espacial Hubble da NASA tem observado o vapor de água acima da região polar sul da frígida lua Europe de Júpiter, fornecendo a primeira evidência forte de plumas de água em erupção fora de sua superfície. Descobertas científicas anteriores de outras fontes já apontam para a existência de um oceano localizado sob a crosta gelada de Europe. Os pesquisadores ainda não estão totalmente certos se o vapor de água detectado é gerado pela erupção de plumas de água na superfície, mas eles estão confiantes de que esta é a explicação mais provável. Deve promover observações que suportem a conclusão, isso tornaria Europe a segunda lua no sistema solar conhecida por ter plumas de vapor d'água. Os resultados estão sendo publicados na edição de 12 de dezembro na revista Science Express, e relatada na reunião da União Geofísica Americana em San Francisco. "De longe a explicação mais simples para este vapor de água é que ele entrou em erupção a partir de plumas sobre a superfície de Europe", disse o principal autor Lorenz Roth do Southwest Research Institute em San Antonio. "Se as plumas estão conectadas com a água do oceano subsuperficial estivermos confiantes que existe sob a crosta de Europe, então isso significa que investigações futuras possam investigar diretamente a composição química do ambiente potencialmente habitável de Europe sem a perfuração através de camadas de gelo. E isso é tremendamente excitante". Em 2005, a Cassini orbiter da NASA detectou jatos de vapor de água e poeira que vomita da superfície da lua de Saturno Enceladus. Apesar de partículas de gelo e poeira, posteriormente, forem encontradas nas plumas de Enceladus, apenas gases de vapor de água foram medidos em Europe até agora. Observações espectroscópicas do Hubble forneceram a evidência de plumas de Europe em dezembro de 2012. O tempo de amostragem de emissões aurorais de Europe medido pelo espectrógrafo de imagem do Hubble permitiu aos pesquisadores distinguir entre as características criadas por partículas carregadas de bolha e plumas da superfície de Europe sob o campo magnético de Júpiter, e também para descartar explicações mais exóticas, como por acaso observando impacto de um meteorito raro. O espectrógrafo de imagem detectou luz ultravioleta fraca de uma aurora, alimentada por intenso campo magnético de Júpiter, perto do pólo sul da lua. Oxigênio atômico e hidrogênio animados produzem um brilho auroral variável e deixam um sinal revelador de que são os produtos de moléculas de água que estão sendo esfaceladas por elétrons ao longo das linhas do campo magnético. "Nós empurramos o Hubble para os seus limites para ver esta emissão muito fraca. Estas poderiam ser plumas furtivas, porque elas podem ser tênue e difícil de observar à luz visível”, disse Joachim Saur, da Universidade de Colônia, na Alemanha. Saur que é investigador principal da campanha de observação do Hubble, co-escreveu o artigo com Roth. Roth sugeriu que longas fissuras na superfície de Europa, conhecidas como lineae, podem ser ventilações do vapor de água para o espaço. Cassini viu fissuras semelhantes que hospedam os jatos de Enceladus. Além disso, a equipe do Hubble descobriu que a intensidade das plumas de Europe, como aquelas em Enceladus, varia com a posição orbital de Europe. Jatos ativos só foram vistos quando a lua está mais distante de Júpiter. Os pesquisadores não conseguiram detectar qualquer sinal de ventilação quando Europe está mais perto de Júpiter. Uma explicação para a variabilidade é que essas lineae experimentam mais estresse como forças de maré gravitacional empurrando e puxando a lua e as aberturas abertas a distâncias maiores de Júpiter. As aberturas são estreitadas ou fechadas quando a lua está mais próxima do planeta gasoso gigante. "A variabilidade da pluma aparente suporta uma previsão chave que Europe deve as marés flexíveis por um montante significativo se tiver um oceano subterrâneo", disse Kurt Retherford, também do Instituto de Pesquisa do Sudoeste. As plumas de Europe e Enceladus têm abundâncias notavelmente semelhantes de vapor de água. Porque Europe tem uma força gravitacional cerca 12 vezes mais forte do que Enceladus, o vapor a -40°F (menos 40 graus Celsius) em sua maior parte não escapa para o espaço como ele faz em Enceladus, mas cai de volta para a superfície depois de atingir uma altitude de (125 milhas) 201 km, de acordo com as medições do Hubble. Isso poderia deixar características de superfície brilhantes perto da região polar sul da lua, acreditam os pesquisadores. "Se confirmada, esta nova observação mostra mais uma vez o poder do Telescópio Espacial Hubble para explorar e abre um novo capítulo em nossa busca por ambientes potencialmente habitáveis ​​em nosso sistema solar", disse John Grunsfeld, um astronauta que participou de missões de manutenção do Hubble e agora serve como administrador associado da NASA para ciência, em Washington. "O esforço e o risco que tomou para atualizar e reparar o Hubble torna-se ainda mais interessante quando aprendemos sobre descobertas emocionantes como esta de Europe." Editor PGAPereira.   

As 5.500 galáxias vistas pelo Hubble

por PGAPereira e o Telescópio Hubble. Como montagem de fotografias, os astrônomos têm montado um novo retrato da visão da humanidade do mais profundo universo.  Chamado de eXtreme Deep Field, ou XDF, a foto foi montada pela combinação de 10 anos de fotografias do Telescópio Espacial Hubble da NASA tiradas de um pedaço do céu no centro do original Hubble Ultra Deep Field. O XDF é uma pequena fração do diâmetro angular da Lua cheia. O Hubble Ultra Deep Field é uma imagem de uma pequena área do espaço na constelação de Fornax, criado usando dados do Telescópio Espacial Hubble de 2003 e 2004. Ao coletar luz fraca durante muitas horas de observação, ele revelou milhares de galáxias, tanto nas proximidades como  muito distantes, tornando-se a imagem mais profunda do universo já tomada nesse momento. A nova imagem XDF full-color contém galáxias muito mais fracas, e inclui exposições muito profundas na luz vermelha da nova câmera infravermelha do Hubble, permitindo novos estudos das primeiras galáxias no universo. O XDF contém cerca de 5.500 galáxias, mesmo dentro de seu campo de visão menor. As galáxias mais fracas são um décimo de bilionésimo do brilho do que o olho humano pode ver. Galáxias espirais Magníficas semelhantes em forma à nossa Via Láctea e a galáxia de Andrômeda vizinha aparecem nesta imagem, como fazem as grandes galáxias vermelhas, distorcidas, onde a formação de novas estrelas cessou. Estas galáxias vermelhas são os restos de colisões dramáticas entre galáxias que estão em seus anos de declínio. Apimentadas no outro lado do campo estão pequenas e fracas galáxias mais distantes que eram como as mudas a partir das quais as galáxias marcantes de hoje cresceram. A história das galáxias - desde logo após as primeiras galáxias darem início as grandes galáxias de hoje, como a nossa Via Láctea - é colocada para fora em um presente de imagem notável. Hubble apontou para um pequeno pedaço do sul do céu em visitas repetidas (feita na última década) para um total de 50 dias, com um tempo total de exposição de 2 milhões de segundos. Mais de 2.000 imagens do mesmo campo foram feitas com duas câmeras premier do Hubble - o Advanced Camera for Surveys e a Wide Field Camera 3, que estende a visão do Hubble para a luz do infravermelho próximo - e combinados para fazer o XDF. "O XDF é a imagem mais profunda do céu já obtida e revela as galáxias mais fracas e mais distantes já vistas. O XDF nos permite explorar ainda mais para trás no tempo do que nunca", disse Garth Illingworth, da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, o principal investigador do programa Hubble Ultra Deep Field de 2009 (HUDF09). O universo tem 13,7 bilhões de anos, e a XDF revela galáxias que se estendem para antes de 13.200.000.000 de anos no tempo. A maioria das galáxias no XDF é vista quando elas eram jovens, pequenas e em crescimento, muitas vezes violentamente como elas colidiram e se fundiram juntas. O universo primitivo era um momento de dramático nascimento de galáxias que contêm brilhantes estrelas azuis extraordinariamente mais brilhantes do que o nosso Sol. À luz desses acontecimentos passados ​​é apenas para chegar à Terra agora, e assim o XDF é um "túnel do tempo para o passado distante." A galáxia mais jovem encontrada no XDF existia apenas 450 milhões de anos após o nascimento do universo no Big Bang. Antes de Hubble fosse lançado em 1990, os astrônomos mal podia ver galáxias normais a 7 bilhões de anos-luz de distância, a meio caminho através do universo. As observações com telescópios no solo não foram capazes de estabelecer como as galáxias se formaram e evoluíram no início do universo. Hubble deu aos astrônomos a primeira visão das formas reais das galáxias quando elas eram jovens. Isto proporcionou a evidência visual direta convincente de que o universo está realmente mudando à medida que envelhece. Como assistir quadros individuais de uma imagem em movimento, as pesquisas profundas do Hubble revelam o surgimento de estruturas no universo infantil e as etapas subseqüentes dinâmicas de evolução galáxia.      

O Enigmático Núcleo da Terra

por PGAPereira. A bola de ferro sólida no centro do nosso planeta ajuda na energia do campo magnético da Terra e pode gravar um bilhão de anos de atividade geológica no interior profundo. Se pudéssemos viajar até ao centro da Terra, gostaríamos de deixar para trás a casca exterior rochosa e entrar no núcleo de ferro líquido da metade para baixo. Depois de percorridos 80% da distância ao centro, o núcleo de ferro líquido se transformaria em forma de sólido, devido à influência da pressão de esmagamento, mesmo que a temperatura seja comparável à temperatura da superfície do Sol. Cruzando a região sólida nos leva ao núcleo mais interno da Terra. A Figura 1 ilustra as principais subcamadas que constituem o planeta. Figura 1. A seção transversal do interior da Terra revela um escudo exterior rochoso (manto) e um núcleo metálico. O núcleo é composto principalmente de ferro, apesar de conter impurezas em menor escala, o que acarreta uma densidade inferior do ferro puro. A solidificação progressiva do núcleo externo líquido produz um núcleo sólido. A densidade do núcleo interior é mais consistente com o ferro puro, o qual implica uma concentração mais baixa de impurezas que estão no líquido circundante. Apesar do seu tamanho reduzido, 1% da Terra, o volume com um raio da largura do Texas, o núcleo interior tem um papel surpreendentemente grande na dinâmica do nosso planeta Terra. Seu arrefecimento gradual faz com que o núcleo interno cresça cerca de 1 mm/ano por solidificação do líquido que o rodeia. A liberação de calor latente e a exclusão de impurezas no ferro líquido produzem fluido flutuante que mexe com o núcleo externo e o campo magnético da Terra. De fato, mais da metade da potência atualmente necessária para gerar o campo magnético é provavelmente derivada do crescimento do núcleo interior. (1) A propagação das ondas sísmicas através dele ilumina o planeta Terra, e sua estrutura interna é vista como raios-X iluminando as características do corpo em imagiologia médica: As diferenças nas propriedades físicas alteram as ondas. A absorção, dispersão, e transmissão permitem que a estrutura seja reconstruída a partir das observações da superfície. Um conjunto crescente de observações revela uma complexidade inesperada no núcleo interior. Evidências de variações de velocidade laterais de ondas sísmicas e a atenuação são inconsistentes com as expectativas de crescimento radiais simples e lentas de um líquido bem misturado. Mais enigmática é a evidência de anisotropia elástica, o que faz com que as ondas sísmicas viagem vários dígitos por cento mais rápidas ao longo de caminhos polares do que sob caminhos equatoriais. Não há consenso sobre a origem da anisotropia elástica ou a maioria das outras estruturas, mas os investigadores suspeitam que a complexidade seja um registro da dinâmica do passado. Entender como ler esse registro oferece uma oportunidade de ganhar novos conhecimentos sobre a história do nosso planeta, mas também pode revelar as razões pelas quais a Terra evoluiu de forma tão diferente de seus vizinhos planetários mais próximos.

Descobertas e surpresas - Em 1936 o sismologo Inge Lehmann propôs a existência de um núcleo interno, com base na reflexão de ondas sísmicas da sua superfície. (2) A prova de que o núcleo interno é realmente sólido teria que esperar 35 anos até que medidas de modos normais elásticas da Terra confirmaram a necessidade de rigidez finita no centro do planeta. (3) Essa observação apoiou a visão predominante de que a forma do núcleo interno sólido cresce para fora quando a Terra esfria. A modelagem térmica sugere que o diâmetro do núcleo interno cresceu 8cm desde a época de sua descoberta, muito pequeno para detectar uma mudança nas observações sísmicas de ondas. A maioria dos estudos modernos confia nos diferenciais de medidas em tempo de viagem, que comparam os tempos de propagação de ondas que passam através dele e acima do núcleo interno. A seleção cuidadosa de locais de receptores sísmicos estabelece caminhos de propagação que são praticamente coincidentes com muito do interior da Terra, de modo que as anomalias no diferencial no tempo de viagem podem ser atribuídas principalmente à propagação através do núcleo interno, conforme descrito na figura 2. Em meados da década de 1980 começaram a aparecer evidência para a anisotropia elástica no núcleo interno, (4) suporte independente para o que veio também a partir de observações sísmicas de modos normais, que representam as vibrações elásticas de todo o planeta. Figura 2. As ondas sísmicas iluminam a estrutura interna da Terra. Ondas de compressão que viajam de um local (designado pela estrela) - normalmente uma PKP de terremotos através do manto (verde) e do núcleo para outro local na superfície são muitas vezes denotadas. Diferentes caminhos através do núcleo são possíveis. (A) Os conjuntos de caminhos AB (em vermelho) e BC (em azul), que diferem no grau de refração que experimentam na fronteira manto-núcleo, viajam inteiramente através do núcleo líquido (amarelo pálido). (B) caminhos DF (em roxo), em contraste, viajam através do núcleo interior (laranja). As diferenças de tempo de percursos entre os caminhos BC e DF são principalmente devido à propagação através do núcleo interior e assim, podem ser utilizadas para distinguir os aspectos da sua estrutura. A descoberta inesperada da anisotropia elástica iniciou uma onda de atividade. Como os estudos subsequentes forneceram uma cobertura mais completa do núcleo interior, a complexidade necessária para explicar as observações aumentou de forma constante. Várias características consistentes surgiram, incluindo as diferenças hemisféricas na força de anisotropia: (5) a anisotropia forte é necessária no hemisfério ocidental para explicar grandes anomalias no tempo de viagem, enquanto a anisotropia fraca é suficiente para explicar o comportamento de ondas que passam pelo hemisfério oriental. Há pouca evidência de anisotropia no topo, 100 km do núcleo interno, mas o apoio está crescendo para uma anisotropia nitidamente orientada no centro do núcleo interno. Limitadas observações sugerem que a direção lenta está inclinada de 45° em relação ao plano equatorial. (6) Outra surpresa foi a descoberta, em meados dos anos 1990, de anisotropia na atenuação das ondas sísmicas. (7) Atenuação de intensidade superior das ondas no núcleo interior é muitas vezes associada com velocidades de propagação mais rápida. Esse comportamento é oposto aos efeitos dispersivos habituais em sólidos elásticos imperfeitos. Dispersão de ondas sísmicas é uma explicação provável, possivelmente devido às regiões de cristais de ferro orientados distintamente no núcleo interior. Explicando a anisotropia em larga escala na atenuação exige dispersões que são aesféricas e preferencialmente alinhadas. Curiosamente, uma forte correlação entre a velocidade de onda de atenuação é também encontrada em regiões, como por exemplo, a parte superior de 100 km, que carecem de forte anisotropia elástica. Por exemplo, a velocidade da onda nos primeiros 100 km parece ser quase isotrópica, mas as áreas geográficas com alta atenuação tendem a corresponder às velocidades do que a média mais alta da onda. Uma sugestão é que as variações no tamanho dos cristais de ferro no topo de 100 km do núcleo interno poderiam explicar tanto a atenuação como a velocidade. (8) Os tamanhos dos cristais variam de dezenas de metros até dezenas de quilômetros e podem ser suficientes para explicar as observações, mas esses cristais precisam ser orientados ao acaso, na parte superior dos 100 km do núcleo interior para garantir a velocidade em que a região específica permanece quase isotrópica.

Modelos termais – O crescimento do núcleo interno não pode ser detectado em observações, mas pode ser previsto utilizando modelos para a evolução térmica do núcleo. O arrefecimento é conduzido por condução do calor na base do reservatório rochoso que circunda o núcleo. Esse reservatório, conhecido como o manto, é mais maciço do que o núcleo e tem uma eficaz viscosidade elevada, a qual acomoda a lenta convecção térmica com velocidades na ordem de 0,1 m/ano. Comparativamente os fluxos rápidos na ordem de 10 4/ano podem ser conduzidos no núcleo líquido de baixa viscosidade por anomalias de temperatura de apenas poucos millikelvin. (9) Em última análise, a convecção no manto regula o resfriamento do núcleo e define o ritmo de crescimento do núcleo interior. As temperaturas no núcleo eram provavelmente suficientemente elevadas no passado distante para garantir que todo o núcleo fosse líquido. O resfriamento gradual eventualmente forçou ​​a temperatura no centro da Terra a cair suficientemente baixa para formar um núcleo interno. A solidificação começa no centro por causa da dependência da pressão da curva de fusão do ferro, mostrada no quadro. A intersecção de uma curva de fusão acentuada com a temperatura do núcleo, muitas vezes aproximadas, assumindo um fluido bem misturado com a entropia constante, define o raio do núcleo interno. O tamanho atual do núcleo interno reflete a quantidade total de calor, que foi removido do núcleo como um todo, uma vez que o núcleo interno começou a crescer. Durante esse tempo, o topo do núcleo foi arrefecido a cerca de 60K. A taxa de crescimento do núcleo interno é definida pela média de fluxo de calor na base do manto. A unidade de arrefecimento de solidificação, libertação de calor latente, reduz a variação resultante na temperatura. Além disso, as impurezas no núcleo de ferro líquido são excluídas na solidificação do núcleo interno, a julgar pelas estimativas sísmicas de mudança de densidade no limite do núcleo interno. Essas impurezas produzem fluido dinâmico que ajuda a agitar o núcleo líquido. O resultado é uma separação de impurezas no núcleo líquido e uma diminuição na energia potencial gravitacional da Terra. Quase toda a energia acaba no núcleo na forma de calor, o que também tampona a mudança na temperatura. A composição da evolução do núcleo interno pode ainda diminuir a taxa de solidificação para um fluxo de calor prescrito. Os modelos para o crescimento do núcleo interior são dificultados pelas incertezas substanciais em muitas das propriedades físicas relevantes, mas os modelos mais recentes sugerem que o núcleo interno cresceu para o seu tamanho atual em um bilhão de anos ou menos. (1) Antes, a convecção no núcleo teria sido impulsionada principalmente pelo frio, afundando o fluido denso a partir da fronteira manto-núcleo quando o núcleo se resfriou.

Dinâmica - Observações geológicas de magnetização em rochas antigas demonstram que a Terra possui um campo magnético, pelo menos nos últimos 3,2 bilhões de anos. (10) A persistência do campo magnético implica que o núcleo líquido foi convectivamente agitado durante a maior parte da história da Terra. Uma vez que o núcleo foi formado, o seu crescimento introduziu novos processos físicos, registros desses processos estão impressos na esfera crescente. Graças à baixa viscosidade do ferro líquido, o núcleo interior pode girar relativamente no manto. Modelos numéricos iniciais de convecção e geração de campo (9) no núcleo líquido previram taxas de rotação do núcleo interior de cerca de um grau por ano. Nestes modelos, o fluxo leste na base do núcleo líquido transportou o núcleo interno na mesma direção, em média. Uma busca subsequente para a rotação pelos sismólogos revelou uma intrigante mudança no tempo de viagem para as ondas que se propagam através do núcleo interior. (11) As ondas que viajam dos terremotos locais próximos a receptores fixos na passagem de superfície por meio de diferentes partes do núcleo interno gira com o tempo. As estimativas iniciais para a mudança no tempo de viagem foram interpretadas como de rotação do núcleo interno para leste, apesar de vários estudos posteriores terem desafiado a existência de qualquer rotação. (7) A rotação do núcleo interno é plausível por motivos físicos, mas sua detecção em observações sísmicas permanece controversa. Outro tipo de movimento é causado pela convecção térmica dentro do núcleo interno. Na ausência de fontes de calor substanciais, a convecção é esperada quando o crescimento rápido do núcleo interno deixa muito pouco tempo para a condução do arrefecimento. Nesse caso, o material flutuante quente se desenvolve abaixo do material denso mais frio. Essa estratificação de densidade é instável ao anular a convectiva por rastejamento de fluxo, embora o núcleo interior seja sólido. Em contraste, o lento crescimento do núcleo interior permite conduzir o tempo de arrefecimento, que por sua vez permite que o material no centro do núcleo interior se torne frio e denso. E, nesse cenário, a estratificação da densidade é estável e a convecção não ocorrerá. As estimativas atuais sugerem que o núcleo interno fique perto da transição entre a estratificação estável e instável. Alterar o valor de condutividade térmica dentro das atuais incertezas é suficiente para alternar entre estados de convecção e de não-convecção. Mesmo que o núcleo interno fosse convectivamente instável nas primeiras vezes, um número de fatores podem, posteriormente, suprimir a convecção. A liberação de calor latente e segregação química tornam-se mais importante no balanço de calor do núcleo quando o núcleo interno cresce de tamanho. Como resultado, a taxa de crescimento diminui com o tempo, inevitavelmente, e podem, eventualmente inclinar o balanço a favor de uma estratificação térmica estável. Além disso, um aumento da concentração de impurezas no núcleo líquido pode dirigir níveis ligeiramente mais elevados de impurezas no sólido durante o crescimento subsequente. Um estábulo, a estratificação química pode desenvolver-se ao longo do tempo, em particular quando o núcleo interior tornar-se grande, embora os pormenores depende de como as impurezas partilharão entre as fases líquida e sólida a altas pressões e temperaturas. Há muita incerteza, até mesmo a identidade das impurezas não está firmemente estabelecida. Uma forma surpreendente de convecção térmica é permitida pela presença de uma fase de transição, no limite interior do núcleo. (12) A forma usual de convecção com uma circulação fechada de movimentos subir e afundar é substituída por uma tradução quase de corpo rígido. Derretendo-se em um hemisfério e se solidificando no outro fecha a circulação convectiva. São necessárias duas condições para a condução de translação ocorrer. Em primeiro lugar, o núcleo tem de ser por convecção instável, em segundo lugar, a sua viscosidade deve ser suficientemente elevada para assegurar que a sua forma mude, principalmente por meio da fusão e solidificação, em vez de por fluxo viscoso. A transição de corpo rígido está fortemente acoplada a convecção no núcleo líquido, porque a fusão e a solidificação dependem do calor e do transporte de material acima da superfície do núcleo interior. Parametrizações simples de transporte turbulento tem sido até agora utilizada para descrever a resposta do núcleo líquido (12), mas complicações podem surgir a partir de uma combinação de geometria, da rotação rápida do planetário, e na presença de um campo magnético. Surpresas estão à espera de ser descobertas como melhores modelos de convecção são desenvolvidos conjuntamente. A discussão anterior deve dissipar a noção de que o núcleo interior é estático, em vez disso, é arrastado pela convecção em torno do núcleo líquido e pode ser submetido a sua própria convecção interna. Mesmo que o núcleo interno não seja convectivamente instável, ainda está sujeito a muitas outras formas de deformação. Por exemplo, as correntes elétricas podem produzir aquecimento heterogêneo. (13) O aquecimento não é suficiente para conduzir a desmontagem da convectiva, mas pode produzir variações de temperatura laterais, o que induz a um fluxo rastejando-se. Além disso, o núcleo interior está previsto se solidificar preferencialmente na região equatorial devido à natureza de transporte do calor, em que o líquido se sobrepõe. Se o fluxo de material viscoso é o principal meio de relaxantes topografias fronteiras, um fluxo de grande escala pode desenvolver-se no interior. (14) O fluxo pode também ser conduzido por tensões magnéticas no núcleo interno, (15), possivelmente relacionada com a rotação interna do núcleo. Dada a multiplicidade de processos físicos que podem causar deformação, é razoável questionar se qualquer um desses processos pode também explicar a estrutura sísmica observada do núcleo interno.

Estrutura interna do núcleo – A anisotropia elástica no núcleo interno, ilustrada na figura 3, é um dos mistérios mais antigos e mais duradouros que emergem a partir das observações sísmicas. A presença de anisotropia elástica é geralmente atribuída ao alinhamento preferencial da estrutura de cristal, embora outras características estruturais, como bolsões orientados de estratificação química derretem e em grande escala, também pode dar origem a anisotropia. Um alinhamento preferencial de cristais, muitas vezes referido como a textura, pode ser determinado no momento da solidificação, ou pode desenvolver-se como um resultado da deformação subsequente. Figura 3. A anisotropia elástica no núcleo interno de compressão faz com que as ondas sísmicas viagem mais rápidas na direção polar. A magnitude da anisotropia, designada pelo comprimento das hastes castanhas nesse sentido, varia no núcleo interior. A anisotropia é mais forte no hemisfério ocidental (longitude 270°) e é muito mais fraca no hemisfério oriental (longitude 90°), a linha tracejada verde representa o equador. A região mais interna (em vermelho) do núcleo interno também é anisótropa, mas com uma orientação (não mostrada) que deve ser inclinada em relação aos pólos. Experimentos de laboratório sugerem que a orientação de gradientes de temperatura durante a solidificação pode estabelecer uma textura inicial. (16) Os modelos numéricos e de convecção de geração de campo magnético têm mostrado que os gradientes de temperatura no limite do núcleo interior são essencialmente radiais, embora as magnitudes de tais gradientes possam variar com a latitude. Expectativas para cristais alinharem-se na direção radial são consistentes com a ausência de uma forte anisotropia no topo de 100 km do núcleo interno, porque uma estrutura radial é invariante sob rotação e não deve produzir velocidades de onda em direções polares. A deformação subsequente do material com uma textura inicial de solidificação pode produzir anisotropia observada, mas que a deformação deve ser influenciada de alguma forma pela rotação, porque são improváveis os caminhos rápidos para se alinhar com a direção do eixo de rotação por acaso. A deformação necessária pode ocorrer numa variedade de maneiras. Por exemplo, a convecção térmica no núcleo interno pode alinhar-se com o eixo de rotação, mas apenas quando o vigor da convecção é relativamente fraco. Alternativamente, o crescimento preferencial do núcleo interno no equador pode produzir fluxo com uma orientação polar, enquanto que a viscosidade do núcleo central não seja muito alta. Também é possível as correntes elétricas e magnéticas possuírem tensões na simetria correta porque essas características são associadas com os processos no núcleo líquido que são fortemente afetadas pela influência da rotação. Um segundo e mais sério desafio é explicar a presença de variações na anisotropia elástica nos hemisférios. Correntes elétricas, magnéticas, e tensões de fluxo de calor local devem ser heterogêneas sobre toda a superfície do núcleo interior, mas é menos evidente porque a heterogeneidade seria espacialmente persistente durante um tempo suficiente para estabelecer uma textura de deformação proeminente. Um fluxo representativo em larga escala de alguns centímetros por ano iria produzir taxas de deformação da ordem de 10 -15s  e exigiria cerca de 107 anos para forçar e acumular o suficiente para ter consequências observáveis. Se o núcleo interior está livre para girar, que se poderia esperar da significativa estrutura média de longitude, o que tenderia a eliminar diferenças hemisféricas. Como alternativa, o núcleo interno pode ser bloqueado no local por forças gravitacionais associadas a anomalias de massa no manto, apesar da deformação viscosa (ou de fusão e solidificação) e pode permitir que o núcleo interno escape das garras da gravidade. (17) A convecção translacional é frequentemente sugerida como uma possível explicação para as diferenças hemisféricas, (12) particularmente as variações nas velocidades hemisféricas isotrópicas na parte superior dos 100 km do núcleo interior. (7) No entanto, estender a idéia para explicar as variações de anisotropia apresenta vários desafios não resolvidos. Em primeiro lugar, a transição provoca pouca deformação, de modo que qualquer textura de solidificação inicial na superfície do núcleo interior seria simplesmente arrastada pelo movimento do corpo quase rígido. Não está claro como a anisotropia forte iria se desenvolver em um hemisfério e desaparecer no outro, sem qualquer deformação adicional. Em segundo lugar, a transição não pode explicar a anisotropia orientada distintamente na parte central do núcleo interior (região em vermelho na Figura 3). Não existe atualmente nenhuma explicação simples que represente toda a complexidade das observações sísmicas.

Obtenção de perspectivas - As observações sísmicas são, em uma palavra, de confusão.

As expectativas simples para o lento crescimento do núcleo interno de um líquido bem misturado estão completamente em desacordo com a evidência clara da complexidade estrutural. Propostas não faltam para explicar um aspecto ou outro, mas nenhuma atualmente fornece uma compreensão abrangente. A atenção dada ao núcleo interno pode ser surpreendente para alguns, dada a sua pequena dimensão, mas há poucos registros de dinâmicas passadas no núcleo da Terra. Flutuações e reversões no campo magnético da Terra são registradas em rochas na superfície, mas a inferência da dinâmica interna é indireta, pois o dipolo magnético na superfície representa apenas uma pequena facção do campo no interior do núcleo. Se o núcleo interno é uma relíquia golpeada de 1 bilhão de anos de evolução, então muito pode ser aprendido a partir de sua estrutura sísmica. Em muitos aspectos, o núcleo interno é análogo a um afloramento de rocha para um geólogo. Contos longos e elaborados têm sido contados a partir de um pequeno pedaço de rocha, e o mesmo pode ser verdade para a bola de ferro sólida no centro da Terra.

Um papel descomunal para o núcleo interno – A convecção vigorosa no núcleo líquido da Terra regenera continuamente o campo magnético do planeta. Uma importante fonte de flutuabilidade para dirigir o movimento do fluido vem do crescimento do núcleo interno. A convectiva homogeneíza a mistura, tanto a composição como a entropia do fluido, assim que a temperatura do núcleo, aqui representada (em azul), como função do raio, é bem aproximada pela condição de entropia constante. Por comparação, a temperatura de fusão do ferro (em vermelho) deverá ter uma forte dependência da pressão. O ponto de intersecção das curvas de temperatura de fusão do núcleo e a temperatura definem o raio do núcleo interior, o qual tem atualmente 1.221 km, cerca de 20% do raio da Terra. Na profundidade, a temperatura de fusão é estimada ser de 5.500 K. Como o núcleo arrefece, o ponto de intersecção desloca-se para o raio maior e o núcleo interior cresce por solidificação.

Figura 1. A seção transversal do interior da Terra revela um escudo exterior rochoso (manto) e um núcleo metálico. O núcleo é composto principalmente de ferro, apesar de impurezas em menor quantidade levarem a densidade para baixo do ferro puro. A solidificação progressiva do núcleo externo líquido produz um núcleo sólido. A densidade do núcleo interior é mais consistente com o ferro puro, o qual implica uma concentração mais baixa de impurezas que estão no líquido circundante.

Figura 2. As ondas sísmicas iluminam a estrutura interna da Terra. Ondas de compressão que viajam de um local (designado por estrela) - normalmente um de terremoto PKP através do manto (em verde) e o núcleo para outro local na superfície são muitas vezes denotados. Diferentes caminhos através do núcleo são possíveis. (A) Os conjuntos de caminhos AB (em vermelho) e BC (em azul), que diferem no grau de refração que experimentam na fronteira manto-núcleo viajam inteiramente através do núcleo líquido (em amarelo pálido). (B) Os caminhos DF (em roxo), em contraste, viajam bem através do núcleo interior (em laranja). As diferenças de tempo de percursos entre os caminhos BC e DF são principalmente devido à propagação através do núcleo interior e assim, podem ser utilizadas para distinguir os aspectos da sua estrutura.

Figura 3. A anisotropia elástica de compressão no núcleo interno faz com que as ondas sísmicas viagem mais rápidas na direção polar. A magnitude da anisotropia, designada pelo comprimento das hastes castanhas nesse sentido, varia no núcleo interior. A anisotropia é mais forte no hemisfério ocidental (longitude 270°) e é muito mais fraca no hemisfério oriental (longitude 90°), a linha tracejada verde representa o equador. A região mais interna (em vermelho) do núcleo interno também é anisótropa, mas com uma orientação (não mostrada) que deve ser inclinada em relação aos pólos. 

Nebulosa do Caranguejo como vista pelo Herschel e Hubble

por PGAPereira. Esta imagem mostra uma imagem composta da nebulosa do Caranguejo, um remanescente de supernova icônico na nossa galáxia Via Láctea, como visto pelo Observatório Espacial Herschel e o Telescópio Espacial Hubble. Herschel é uma missão da Agência Espacial Europeia (ESA), com contribuições importantes da NASA, Hubble e é uma missão da NASA com contribuições da ESA. Uma nuvem rala e filamentar de gás e poeira, a nebulosa do Caranguejo é o remanescente de uma explosão de supernova que foi observada por astrônomos chineses no ano de 1054. A imagem combina a visão do Hubble da nebulosa em comprimentos de onda visíveis, obtida por meio de três diferentes filtros sensíveis à emissão de oxigênio e íons de enxofre e é mostrado aqui em azul. Imagem no infravermelho distante do Herschel revela a emissão de poeira na nebulosa e é mostrado aqui em vermelho. Enquanto estudava o conteúdo de poeira da nebulosa do Caranguejo com o Herschel, uma equipe de astrônomos detectaram linhas de emissão de hidreto de argônio, um íon molecular contendo o gás nobre argônio. Esta é a primeira detecção de um composto à base de gás nobre no espaço. A imagem do Herschel  basea-se em dados com o instrumento Array Camera Photoconductor e Spectrometer (PACS) em um comprimento de onda de 70 mícrons, a imagem do Hubble basea-se em dados de arquivo da Wide Field e Planetary Camera 2 (WFPC2).  

Os mares de hidrocarbonetos de Titã

por PGAPereira. A sonda Cassini da NASA está fornecendo aos cientistas pistas importantes sobre a lua de Saturno Titã, e em particular, os seus lagos e mares de hidrocarbonetos. Titan é um dos lugares mais parecidos com a Terra no sistema solar, e o único lugar que não seja o nosso planeta que tem líquido estável em sua superfície. Últimos voos rasantes da Cassini estão trazendo à luz dos holofotes uma região no hemisfério norte de Titã, que brilha com quase todos os mares e lagos do satélite. Os cientistas que trabalham com o instrumento radar da nave espacial têm juntado o mais detalhado mosaico multi-imagem dessa região até o momento. A imagem inclui todos os mares e a maioria dos grandes lagos. Alguns dos sobrevôos rastreados sobre áreas que anteriormente eram vistos em um ângulo diferente, por isso os pesquisadores foram capazes de criar um viaduto da área segundo os maiores mares de Titã, conhecidas como Kraken Mare e Ligeia Mare, e alguns dos lagos. "Aprender sobre as características da superfície, como lagos e mares nos ajuda a entender como os líquidos, sólidos e gases de Titã interagem para torná-lo tão parecido com a Terra", disse Steve Wall. "Embora estes dois mundos não são exatamente a mesma coisa, ele nos mostra mais processos semelhantes à Terra e mais novos pontos de vista." Estas novas imagens mostram Kraken Mare ser  mais extensa e complexa do que se pensava anteriormente. Eles também mostram quase todos os lagos em Titã cair em uma área de cerca de 600 milhas por 1.100 milhas (900 km por 1.800 km) com apenas 3% do líquido de Titan. "Os cientistas têm se perguntado por que o lagos de Titã está situado ali. Estas imagens mostram-nos que a base e geologia deve ser a criação de um ambiente especialmente convidativo para lagos dessa caixa", disse Randolph Kirk, membro da equipe radar da Cassini do Serviço Geológico dos EUA em Flagstaff, Arizona". Achamos que pode ser algo como a formação do lago pré-histórico chamado Lago Lahontan perto do Lago Tahoe, em Nevada e na Califórnia, onde a deformação da crosta criou fissuras que poderiam ser preenchidas com líquido." A aplicação criativa de um método previamente utilizado para análise de dados em Mars também revelou que Ligeia Mare é de cerca de 560 pés (170 metros) de profundidade. Esta é a primeira vez que os cientistas foram capazes de sondar o fundo de um lago ou mar em Titã. Isso foi possível, em parte, porque o líquido acabou por ser muito puro, permitindo que o sinal de radar possa passar por ele facilmente. A superfície do líquido pode ser tão suave como a pintura em nossos carros, e é muito clara paraos olhos de radar. Os novos resultados indicam que o líquido é essencialmente metano, um pouco semelhante a uma forma líquida do gás natural na Terra. "Ligeia Mare acabou por ser apenas a profundidade exata de radar para detectar um sinal de volta do fundo do mar, o que é um sinal de que não acho que seria capaz de conseguir", disse Marco Mastrogiuseppe, um associado da equipe de radar da Cassini na Universidade Sapienza de Roma. "À medida que fizemos mostrar Ligeia ser mais profunda, em pelo menos um lugar do que a profundidade média do lago Michigan." Uma implicação é que os cientistas da Cassini agora podem estimar o volume total dos líquidos em Titã. Baseado no trabalho de Mastrogiuseppe, os cálculos feitos por Alexander Hayes, da Universidade Cornell, em Ithaca, NY, mostram que há cerca de 2.000 quilômetros cúbicos (9.000 quilômetros cúbicos) de hidrocarboneto líquido, cerca de 40 vezes mais do que em todos os reservatórios de petróleo comprovadas na Terra. Como Cassini se aproxima do verão do hemisfério norte no sistema de Saturno, os cientistas da missão estão ansiosos, potencialmente, do momento mais emocionante para o clima no hemisfério norte de Titã. A missão Cassini-Huygens é um projeto cooperativo da Nasa, da Agência Espacial Europeia ea Agência Espacial Italiana. JPL, uma divisão do Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena, administra a missão para a Ciência Mission Directorate da NASA em Washington. JPL projetou, desenvolveu e montou a sonda Cassini. JPL e a Agência Espacial Italiana, trabalhando com os membros da equipe dos EUA e vários países europeus, construíram o instrumento de radar. 

Chuva de meteoros Geminids em 13/14 de dezembro 2013

por PGAPereira e Astronomy.com. Um ano de visualização de meteoros termina com uma nota alta em dezembro como uma das mais prolíficas chuvas de meteoros cujos picos acontecem ao amanhecer de 14 de dezembro. Apesar de não ser o melhor ano para os Geminids, o chuveiro ainda deve ser uma jóia. Os Geminids são assim chamados porque se você rastrear todas as trilhas de meteoros para trás, eles convergem dentro dos limites da constelação de Gêmeos. Este ponto, chamado de radiante, fica a cerca de 3° a noroeste da estrela de 1ª magnitude Castor. Picos de chuva de meteoros Geminids antes do amanhecer de dezembro - A chuva de meteoros Geminids tem seus picos antes do amanhecer de 14 de dezembro quando os telespectadores poderão ver até 60 meteoros por hora. Jay Smith da Astronomy.com avisa que o Luar tem impacto sobre a chuva de meteoros Geminids em 2013, quando "as estrelas cadentes" batalham contra uma Lua minguante. Mas o Editor Sênior Richard Talcott ainda incentiva as pessoas a observar na manhã do dia 14. "A Lua definitivamente não vai atrapalhar a visão do chuveiro", diz ele. "Isso há cerca de uma hora antes do crepúsculo, proporcionando aos observadores com uma breve janela para ver alguns Geminids". Isso provavelmente vai reduzir o número de meteoros, pelo menos, metade do máximo teórico de 120 por hora. Os que permanecem, no entanto, poderiam ser memoráveis: meteoros Geminids estão em movimento relativamente lento, e muitos deixam rastros de fumaça que podem durar vários segundos. Isso deixa os 2.013 Geminids entre os melhores do ano. Fatos rápidos:     As partículas de poeira que criam os Geminids não se originam em um cometa como fazem aqueles na maioria dos chuveiros anuais de meteoros. Estudos de meteoros Geminids mostra que coincidem com a órbita de um asteróide chamado Phaethon. Talvez esse objeto fosse um cometa que passou pelo sistema solar interior tantas vezes que perdeu todos os seus apetrexos, deixando para trás um objeto rochoso que só parece ser um asteróide.  Apesar de 78.000 mph (126.000 km / h) possa parecer rápido, meteoros Geminids são mais lentos do que a maioria das outras grandes chuvas anuais. Os Leonids de novembro atingiram a nossa atmosfera  a 159.000 mph (256.000 km / h). 

Como os buracos negros mudam de marcha

por PGAPereira e Netherlands Institute for Space Research, Groningen. Os astrônomos descobriram que os buracos negros não necessariamente vem com dois motores diferentes, mas que cada buraco negro pode ser executado em dois regimes diferentes, como duas engrenagens do mesmo motor. Os buracos negros são motores extremamente potentes e eficientes, que não só engolem matéria, mas também retornam uma grande quantidade de energia para o universo em troca da massa que eles comem. Quando os buracos negros atraem massa, eles também desencadeiam a liberação de radiação de raios-X de energia intensa e jatos fortes. Mas nem todos os buracos negros fazem isso da mesma maneira. Isso é muito complexo para os astrônomos. Ao estudar os dois buracos negros ativos, os pesquisadores do Instituto Holandês de Pesquisas Espaciais (SRON) já reuniram evidências que sugerem que cada buraco negro pode mudar entre dois regimes diferentes, como mudar as engrenagens de um motor. [Blackhole2. Crédito: P. Jonker / Rob Hynes Jatos do buraco negro - vigas do farol do tipo de material que corre a velocidade próxima à da luz - pode ter um grande impacto sobre a evolução de seu ambiente. Por exemplo, os jatos dos buracos negros supermassivos encontrados no centro de galáxias podem soprar bolhas enormes e aquecer o gás encontrado em aglomerados de galáxias. Outro exemplo impressionante de que jatos do buraco negro podem fazer é conhecido como Voorwerp de Hanny, uma nuvem de gás onde as estrelas começaram a se formar depois que elas foram atingida pelo jato-raio de um buraco negro em uma galáxia vizinha. Esses fenômenos demonstram a importância da investigação sobre a forma como os buracos negros produzem e distribuem energia, mas até recentemente, grande parte desso permaneceu incerto. Em 2003, tornou-se evidente a partir de observações astronômicas que há uma ligação entre a emissão de raios-X de um buraco negro e sua saída do jato. Esta conexão precisa ser explicada se os cientistas querem entender como o motor de um buraco negro funciona. Nos primeiros anos após essa conexão ser descoberta, parecia que era comum a todos os buracos negros de alimentação, mas logo velhas bolas foram encontradas. Estes exemplos incomuns ainda tem uma clara ligação entre a energia liberada na emissão de raios-X e que foi colocada na ejeção do jato. Contudo, a proporção difere daquela em buracos negros "padrão". Como o número de excêntricos cresceu, começou a parecer que havia dois grupos de motores de buracos negros que trabalham de uma forma um pouco diferente, como se um deles estivesse funcionando a gasolina e o outro a diesel. Por anos, os astrônomos se esforçaram para justificar essa diferença com base nas propriedades dos dois grupos de buracos negros, mas sem sucesso. Recentemente, um passo em frente foi feito: Uma equipe de astrônomos liderados por Michael Coriat da Universidade de Southampton, no Reino Unido descobriu um buraco negro que parecia alternar entre os dois tipos de conexõesraio-X/jato, dependendo de sua mudança de brilho. Isto sugere que os buracos negros não necessariamente vem com dois motores diferentes, mas que cada buraco negro pode ser executado em dois regimes diferentes, como duas engrenagens do mesmo motor. Peter Jonker e Eva Ratti do SRON tem tomado um passo importante nas tentativas de resolver este quebra-cabeça. Usando observações de raios-X do Observatório de raios-X do Chandra e observações de rádio do Expanded Very Large Array, no Novo México, eles observavam o frenesi de dois sistemas de buracos negros até sua alimentação terminar. "Descobrimos que estes dois buracos negros poderiam também mudar a engrenagem", demonstrando que esta não é uma propriedade excepcional de um buraco negro peculiar", disse Ratti. "Nosso trabalho sugere que a mudança de velocidade pode ser comum entre os buracos negros. Encontramos também que a transição entre as engrenagens acontecem em uma luminosidade de raios-X semelhante para os três buracos negros. “Estas descobertas fornecem uma entrada nova e importante para os modelos teóricos que visam explicar tanto o funcionamento do motor de um buraco negro em si e seu impacto sobre o ambiente circundante.       

Jatos velozes de muita energia gerada por átomos pesados

por PGAPereira e CSIRO, Sydney, Australia. Astrônomos descobriram que os jatos de alta velocidade de buracos negros embalam uma grande quantidade de energia, pois eles contêm átomos pesados. Jatos de buraco negro reciclam matéria e energia para o espaço e pode afetar quando e onde uma galáxia forma estrelas. "Jatos de buracos negros supermassivos ajudam a determinar o destino de uma galáxia – quando ela evolui", disse Tasso Tzioumis da CSIRO, na Austrália. "Por isso, queremos compreender melhor o impacto dos jatos sobre o meio ambiente." Os astrônomos já sabem há décadas que os jatos dos buracos negros contêm elétrons, que são partículas de baixa massa. Mas o uso do telescópio espacial da Agência Espacial Europeia XMM Newton e do radiotelescópio Compact Array do CSIRO, no leste da Austrália, os pesquisadores descobriram a primeira evidência de átomos pesados ​​- ferro e níquel - nos jatos a partir de um buraco negro típico conhecido como 4U1630-47. Um átomo de ferro é cerca de 100.000 vezes mais massivo do que um elétron. Quando uma partícula mássica está se movendo, ela carrega mais energia do que uma partícula mais leve movendo-se com a mesma velocidade. "Átomos pesados ​​foram vistos em jatos de outro sistema, SS433, mas isso é um sistema muito incomum, excêntrico, que este sistema é bastante típico, muito mais provável para representar os buracos negros em geral", disse Tzioumis. Enquanto 4U1630-47 é um pequeno buraco negro, tendo algumas vezes a massa do Sol, a física dos buracos negros é feita por escalas, disse ele, o que significa que a descoberta se aplica a buracos negros maiores. A descoberta sugere que os jatos são equipados com disco de acreção do buraco negro - um cinto de gás quente girando em torno do buraco negro - e não pela rotação do próprio buraco negro, o que seria mais provável para produzir jatos contendo apenas partículas de luz. Os jactos do 4U1630-47 viajam depressa, a dois terços da velocidade da luz. Quando tais jatos velozes contendo partículas pesadas se quebram em matéria no espaço, eles poderiam gerar raios gama e neutrinos, que podem ser detectáveis com telescópios atuais e futuros.        

Os dois buracos negros da M-22

por PGAPereira e NRAO, Socorro, New Mexico. Uma inesperada descoberta por astrônomos usando o National Science Foundation Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) está forçando os cientistas a repensar a sua compreensão do ambiente em aglomerados globulares, coleções coesas contendo centenas de milhares de estrelas. Os astrônomos usaram o VLA para estudar o aglomerado globular M22, um grupo de estrelas de mais de 10.000 anos-luz da Terra. Eles esperavam encontrar evidências de um tipo raro de buraco negro no centro do aglomerado. Eles queriam descobrir o que os cientistas chamam de um buraco negro de massa intermediária, mais maciço do que a massa do Sol, mas menores do que os buracos negros supermassivos encontrados nos núcleos de galáxias. "Nós não encontramos o que estávamos procurando, mas encontrei algo muito surpreendente - dois buracos negros menores", disse Laura Chomiuk da Universidade Estadual de Michigan em East Lansing. "Isso é surpreendente, porque a maioria dos teóricos disse que deveria haver no máximo um buraco negro no aglomerado." Os buracos negros com concentrações de massa tão densa que nem mesmo a luz pode escapar, forma-se depois que estrelas massivas explodem como supernovas. Em um aglomerado globular, muitos destes buracos negros de massa estelar provavelmente foram produzidos no início da história do aglomerado de 12 bilhões de anos quando as estrelas massivas completaram rapidamente seus ciclos de vida. As simulações indicaram que esses buracos negros iriam cair em direção ao centro do aglomerado, em seguida, começar uma dança gravitacional violenta entre eles, em que todos, ou um só seria jogado completamente fora do aglomerado. "Não é suposto ter-se apenas um sobrevivente possível", disse Jay Strader da Michigan State University e do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica. "Encontrar dois buracos negros ao invés de um nesse aglomerado globular definitivamente muda a imagem." Os astrônomos sugerem algumas explicações possíveis. Primeiro, os buracos negros podem trabalhar gradualmente para inchar as partes centrais do conjunto, reduzindo a densidade e, portanto, a taxa em que buracos negros ejeta o outro através da sua dança gravitacional. Alternativamente, o aglomerado pode não estar tão longe ao longo do processo de contração como se pensava anteriormente, novamente reduzindo a densidade do núcleo. "Observações futuras do VLA vai nos ajudar a aprender sobre o destino final dos buracos negros em aglomerados globulares", disse Chomiuk. Os dois buracos negros descobertos com o VLA foram os primeiros buracos negros de massa estelar que podem ser encontrados em qualquer aglomerado globular na galáxia da Via Láctea, e também o primeiro encontrado por rádio em vez de observações de raios-X. 

O buraco negro de M-62

por PGAPereira e  AAS Division for Planetary Science. No ano passado, quando uma equipe de astrônomos liderados pelo professor da Universidade Estadual de Michigan (MSU) descobriu dois buracos negros em um enxame de estrelas conhecidas como um aglomerado globular, eles não tinham certeza se a sua presença reflete uma ocorrência comum ou foi um golpe único de sorte. Os pesquisadores agora estão pensando que foi o primeiro, como prova de outro buraco negro que fora encontrado em um aglomerado globular MSU por uma equipe liderada pelos pesquisadores. Um novo candidato a buraco negro foi encontrado no aglomerado globular M62. "Isto implica que a descoberta do outro buraco negro no aglomerado globular M22 não foi apenas um golpe de sorte", disse Laura Chomiuk do MSU. "Os buracos negros realmente podem ser comuns em aglomerados globulares." Os buracos negros formaram-se de estrelas que já morreram, e agora tem um campo gravitacional tão forte que nem mesmo a luz consegue escapar deles. O aglomerado globular M62 está localizado na constelação de Ophiuchus, cerca de 22.000 anos-luz da Terra. Até recentemente, os astrônomos tinham assumido que os buracos negros não ocorrem em aglomerados globulares, que são algumas das coleções mais antigas e mais densas de estrelas no universo. As estrelas são embaladas juntas um milhão de vezes mais próximas do que na vizinhança de nosso Sol. Há tantas estrelas em uma área tão condensada que muitas vezes elas interagem uma com a outra. “Os buracos negros maciços teriam encontros mais violentos”, fora do aglomerado. A descoberta de um par de buracos negros em um aglomerado o ano passado foi especialmente surpreendente, disse Chomiuk. Pensava-se que, se dois buracos negros moravam no centro, eles se encontram regularmente, até que um empurra o outro para fora. "Eu acho que é seguro dizer que nós descobrimos um novo terreno de caça para os buracos negros", disse Chomiuk.             

O censo dos asteróides e o risco para a Terra

por PGAPereira e Keith Cooper. O mundo é um lugar mais seguro hoje depois que foi anunciado que 93 por cento de todos os asteróides próximos da Terra com mais de um quilômetro foram identificados, e nenhum deles representa um risco para a Terra. As conclusões são o resultado da NEOWISE com o objetivo de tirar conclusões sobre a população de asteróides, nas proximidades da Terra. "É como um censo populacional, onde você busca um pequeno grupo de pessoas para tirar conclusões sobre o país inteiro", diz Amy Mainzer, que liderou o estudo NEOWISE do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA. "Os resultados reduziram substancialmente o risco de um impacto, sem aviso prévio." Em 1998, a NASA emitiu um comando para identificar pelo menos 90 por cento dos grandes asteróides que orbitavam o Sol dentro de 195 milhões de quilômetros da órbita da Terra e que possam representar risco para a Terra. A pesquisa NEOWISE trouxe o número total de conhecidos asteróides próximos da Terra maior que um quilômetro de largura para 911, com uma população total estimada em 981. Estes são os asteróides que podem afetar seriamente a civilização e que deveriam colidir com a Terra, devastando grandes áreas, criando ondas de tsunamis terríveis e mergulhar o planeta numa fria escuridão quando a poeira atirada por uma colisão entope a atmosfera. As órbitas desses grandes objetos foram plotadas, mostrando que eles não são riscos para a Terra, pelo menos não para os próximos séculos. No entanto, enquanto a Armageddon global parece ter sido descartada, o perigo ainda espreita da população de asteróides de tamanhos médios, variando em tamanho de 100 metros a um quilômetro. Embora a pesquisa da NEOWISE estima que existam 19.500 desses objetos - muito menos do que os 35.000 que tinha sido estimado anteriormente - cerca de 14.000 permanecem não identificados. Se um deles atingisse a Terra, poderia destruir uma grande área com um ataque direto, ou danificar as áreas costeiras com um tsunami mergulhado em um oceano. Além disso, são estimados em um milhão de objetos menores que 100 metros de desaparecidos, mas estes eram muito pequenos para serem detectados pelos detectores de infravermelho do WISE.

          No entanto, observando-se em luz infravermelha o Neowise deu uma vantagem sobre as pesquisas de luz visível em terra, diz Tim Spahr, diretor do Minor Planet Center. "Na luz visível, um pequeno objeto brilhante vai ser visto como um grande objeto escuro [da Terra]", diz ele. "Mas no infravermelho os asteróides maiores são mais brilhantes, por isso vemos suas verdadeiras dimensões." A extinção dos dinossauros provavelmente por um asteróide (mas o WISE recentemente questiona que asteróide foi?), bem como representações dramatizadas de impactos de asteróides em filmes como Impacto Profundo e Armageddon, tem impulsionado o medo de um evento como esse na consciência pública. Embora os inquéritos da população de asteróides perto da Terra continuarão vigilantes no futuro, a boa notícia do WISE é que talvez muitos de nossos medos foram indevidamente justificados. [Foto - Observações no infravermelho são capazes de determinar o tamanho de um asteróide melhor do que os estudos de luz visível, onde os pequenos asteróides, altamente refletivos podem aparecer tão brilhantes como grandes asteróides. Imagem: NASA / JPL-Caltech. Foto - Um gráfico com a população de asteróide que a) temos descoberto até agora, b) o total de novos estimado com base nos resultados do Neowise, c) o total de velhos estimados que agora parecem muito alto. Imagem: NASA]. As cores emitidas pelo Sol - Ainda não se sabe por que na luz do Sol está faltando algumas cores. Aqui estão todas as cores visíveis do Sol, produzidas pela passagem de luz do Sol através de um dispositivo semelhante a prisma. O espectro foi criado no Observatório McMath-Pierce Solar e mostra, em primeiro lugar, que, apesar de o nosso Sol, aparecendo branco emite luz de quase todas as cores, ele realmente parece mais brilhante na luz verde-amarela. As manchas escuras no espectro acima surgiram a partir do gás na / ou acima da superfície solar absorvente do Sol emitida abaixo. Uma vez que diferentes tipos de gases absorvem diferentes cores de luz, é possível determinar que gases compõem o Sol. O hélio, por exemplo, foi descoberto pela primeira vez em 1870 em um espectro solar e só mais tarde aqui na Terra. Hoje em dia, a maioria das linhas de absorções espectrais foi identificada - mas não todas.         

Cometa ISON será visto em dezembro antes do amanhecer

por PGAPereira. [Foto – O cometa ISON no seu máximo avistamento de 1 a 15 de dezembro 30 minutos antes do amanhecer.] Um cometa que causou muita emoção está correndo em direção a um encontro próximo com o Sol no Dia de Ação de Graças, de acordo com os editores da revista StarDate. Cometa ISON vai passar cerca de 700.000 quilômetros acima do Sol antes de dar uma volta e voltando para o espaço profundo - se ele sobreviver. Se isso acontecer, o cometa poderia ser facilmente visível a olho nu por algumas semanas após o encontro. Um telescópio de caça a asteróide automatizado, parte do International Scientific Optical Network (ISON) na Rússia, descobriu o cometa C/2012 S1 (ISON) em 21 de setembro de 2012. Alguns observadores do cometa rapidamente sugeriram que ele poderia se tornar tão brilhante quanto uma Lua cheia no final deste ano. Observações contínuas, porém, mostram que não será tão brilhante assim, tanto quanto essas projeções otimistas indicam. No entanto, o cometa parece manter-se unido a medida que se aproxima do Sol, o que sugere que poderia sobreviver ao encontro solar, provavelmente, nessa primeira vez. O cometa vai ficar mais brilhante ao se aproximar do Sol, porém mais difícil de ver com o brilho do Sol. Ele vai brilhar mais à medida que passa pelo Sol, embora esteja muito próximo do Sol para ver com segurança. Como todos os cometas, ISON é uma grande bola de gases congelados e água misturada com rocha e poeira. Essa bola, o núcleo do cometa, parece ter cerca de três quilômetros de largura - como um cometa grande. Como ISON se aproxima do Sol, o calor vaporiza algumas porções da superfície gelada do cometa. O contorna uma nuvem de gás e poeira que podem se estender por centenas de milhares de quilômetros ou mais. O Sol empurra parte desse material para fora para formar uma cauda brilhante. Como ISON se move suficientemente longe do Sol para nós vê-lo no início de dezembro, vai ser uma vista bonita, com sua pista de alongamento do outro lado do céu, talvez o suficiente para que ele pudesse ser visível em ambos os céus de noite e de manhã. O ISON vai passar mais próximo da Terra em 26 de dezembro, a uma distância de aproximadamente 64,37 milhões de km (40 milhões de milhas). ISON provavelmente veio da Nuvem de Oort, uma vasta concha de corpos gelados, que se estende até um ano-luz do Sol. Esses órgãos são sobras de "blocos de construção" do nascimento do sistema solar, de modo que eles contêm a mesma mistura de materiais que deu à luz a Terra e os outros planetas. Estudá-los ajuda os cientistas a compreender como a Terra e os outros planetas tomaram forma.      

Há muito mais exoplanetas semelhantes à Terra do que imaginávamos

por PGAPereira. Ao longo dos últimos 18 anos, os astrônomos descobriram 1.038 planetas orbitando estrelas distantes. Lamentavelmente, porém, a grande maioria não parece candidatos para suportar a vida como a conhecemos, eles estão ou tão perto de sua estrela casa que toda a água provavelmente iria evaporar, ou tão longe que tudo isso iria congelar, ou eles são feitos em cima de gases em vez de rocha e mais se assemelham a gigantes gasosos do nosso sistema solar do que a Terra. Ou então pensamos. Hoje, um grupo de cientistas da UC Berkeley e da Universidade do Havaí publicou um cálculo sugerindo que temos negligenciado evidências de um grande número de exoplanetas do tamanho da Terra na zona habitável de suas estrelas, simplesmente porque estes planetas são mais difíceis de detectar com métodos atuais. Eles acreditam que, em média, 22% das estrelas semelhantes ao Sol (isto é, as estrelas com um tamanho e temperatura semelhante à do Sol) portam um planeta que é aproximadamente do tamanho da Terra em suas zonas habitáveis. "Com cerca de 100 bilhões de estrelas em nossa galáxia Via Láctea, que tem cerca de 20 bilhões de planetas deste tipo", disse Andrew Howard, um dos co-autores do estudo, em uma conferência de imprensa sobre as conclusões. "Isso é alguns planetas do tamanho da Terra para todos os seres humanos do planeta Terra." A equipe, liderada por Erik Petigura, chegou a estas conclusões, tendo uma abordagem não convencional para planetas-descobertos. Em vez de contar o número de exoplanetas que encontramos, eles procuraram determinar quantos planetas não podemos ver. Exoplanetas são detectados como resultado do rítmico escurecimento no brilho de uma estrela, o que indica que há um planeta o orbitando e passando entre a estrela e nosso ponto de vista. Devido a este método, os grandes planetas que orbitam perto de suas estrelas têm sido mais fácil de encontrar-se bloqueando mais luz, mais freqüentemente e assim desproporcionalmente dominam a lista de exoplanetas conhecidos. Para estimar o número de exoplanetas que esta técnica perde, a equipe de Berkeley escreveu um programa de software que analisou dados da missão Kepler, um telescópio da NASA que caça exoplanetas  lançado em órbita em 2009. Inicialmente, para confirmar a precisão do programa, que alimentou os mesmos dados de 42.557 estrelas semelhantes ao Sol, que já tinham sido analisadas por outros astrônomos, e de fato detectou 603 planetas candidatos, os quais já haviam sido encontrados. Quando analisados ​​os dados mais para encontrar planetas como a Terra, utilizando o espaço de tempo entre ofuscamentos para indicar o quão longe o planeta orbita a estrela, e do grau de escurecimento nos indicam o quanto o astro é bloqueada pelo planeta, e, portanto, do tamanho do exoplaneta, tem-se encontrado 10 exoplanetas potenciais que estão entre uma e duas vezes o tamanho da Terra e orbitam a provável zona habitável da estrela. Isto, também, alinhado com os achados anteriores, mostrando o programa que pode detectar com precisão os planetas. Mas o que os pesquisadores realmente queria fazer era determinar a prevalência global de exoplanetas semelhantes à Terra. Para calcular esse número, que primeiro tinha que determinar quantos não foram detectados na pesquisa. "Uma maneira de pensar do que estamos fazendo um censo de exoplanetas habitáveis, mas nem todo mundo está respondendo a porta", explicou Petigura. Existem algumas razões para que um planeta não possa ser detectado. Se sua órbita não o levá a um local que iria bloquear o caminho da luz entre a estrela e os nossos telescópios, nós não temos nenhuma maneira de vê-lo. Alternativamente, poderia bloquear com sucesso a luz das estrelas, mas o evento poderia ser perdido em meio à variação natural no brilho da estrela, como percebemos na Terra. Ambas as possibilidades, verifica-se, tornam desproporcionalmente difícil encontrar exoplanetas semelhantes à Terra. "Os planetas são mais fáceis de detectar se eles são maiores, e situam-se mais perto de suas estrelas hospedeiras", disse Howard. "Assim, não é por acaso que os júpiteres quentes foram os primeiros planetas a serem descobertos." Simplesmente em virtude da física, planetas menores do tamanho da Terra que podem orbitar um pouco mais longe são menos propensos a passar em frente de suas estrelas, a partir de nossa perspectiva. Para descobrir quantos planetas semelhantes à Terra provavelmente haviam-se perdido como resultado, os cientistas alteraram os dados do Kepler, introduzindo artificialmente mais 40.000 exoplanetas semelhantes à Terra, cerca de um por estrela, então reintroduzimos a alimentação dos dados resultantes de volta para o software de detecção de planeta. Desta vez, ele só encontrou cerca de um por cento dos planetas semelhantes à Terra introduzidos, porque a grande maioria não causa um escurecimento detectável de sua estrela. Isso significa que, com métodos de detecção atuais, 99 dos 100 semelhantes à Terra não estão vindo para a porta quanto a responder ao nosso censo interestelar. Quanto à contabilidade para este nível de imperfeição, os pesquisadores calcularam que muito mais estrelas semelhantes ao Sol são o lar de um exoplaneta potencialmente habitável, do tamanho da Terra do que se pensava anteriormente. É importante notar que este é um cálculo teórico: Os cientistas não chegaram a descobrir esses tipos de planetas em órbita em 22% das estrelas. Mas, se os pressupostos subjacentes são precisos, dá esperança à possibilidade de que nós vamos encontrar mais planetas potencialmente habitáveis ​​no futuro. Na verdade, os pesquisadores calcularam que, se a prevalência destes tipos de planetas é uniforme em toda a galáxia, as probabilidades são de que, no mínimo, um pode ser encontrado tentadoramente perto, cerca de 12 anos-luz de distância da Terra. É ainda desconhecido se esses planetas podem ter os outros ingredientes que acreditamos serem prováveis necessários à vida: uma atmosfera protetora, a presença de água e uma superfície rochosa. Mas os pesquisadores dizem que outra recente descoberta torna a esperança de que alguns deles têm em potencial. No início desta semana, os cientistas descobriram um exoplaneta rochoso do tamanho da Terra cerca de 700 anos-luz de distância. Apesar de que o planeta é certamente muito quente para abrigar a vida, tem densidade semelhante à da Terra, sugerindo que pelo menos alguns dos planetas do tamanho da Terra que já conseguiram detectar até agora têm uma composição geológica semelhante ao do nosso próprio planeta.       

Saturno da Sonda Cassini

por PGAPereira. A sonda Cassini tirou esta imagem de cinco das luas de Saturno em 29 de julho de 2011. No própria extrema direita, e obscurecendo Saturno, situa-se o segundo maior satélite Rhea, que se estende por 1528 km. Mimas com cerca de 400 km de largura está um pouco além e aparentemente levita um pouco acima dos anéis internos de Saturno. Enceladus brilhantemente reflexivo aparece acima do centro da imagem, e está além dos anéis, a uma distância de 1,8 milhões de km da Cassini. Para o canto inferior esquerdo, a pequena Pandora com apenas 81 km de diâmetro, parece espetada por anéis externos de Saturno - na verdade, ele orbita entre os anéis A e F do planeta. O Janus de forma irregular está na extrema esquerda da imagem. O maior satélite de Saturno, Titã, não está no quadro. A Cassini Tirou esta imagem de cinco luas de Saturno em 29 de julho de 2011.     

Astrônomos descobrem um novo tipo de supernova

 por PGAPereira. Esta nova classe de supernova, tipo Iax, é mais fraca e menos enérgica do que a do tipo Ia. [Foto-A concepção deste artista mostra o suposto progenitor de um novo tipo de supernova chamada tipo Iax. O material de uma estrela quente e azul  de hélio à direita está afunilando em direção a uma estrela anã branca de carbono – oxigênio à esquerda, que está incorporada a um disco de acresção. Em muitos casos a anã branca sobrevive a explosão subseqüente. Até agora, as supernovas veio em dois principais "sabores". Uma supernova núcleo -colapso é a explosão de uma estrela de cerca de 10-100 vezes a massa do Sol, enquanto uma supernova tipo Ia é o rompimento completo de uma pequena anã branca. Hoje, os astrônomos estão relatando a descoberta de um novo tipo de supernova chamada tipo Iax. Esta nova classe é mais fraca e menos enérgica do que o tipo Ia. Apesar de ambas as variedades venham de explosão de anãs brancas, o tipo de supernovas Iax não podem destruir completamente a anã branca. "Um tipo de supernova Iax é essencialmente uma mini supernova", disse Ryan Foley do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica (CfA), em Cambridge, Massachusetts. "É o nanico da ninhada de supernova." Foley e seus colegas identificaram 25 exemplos de um novo tipo de supernova. Nenhum deles apareceu em galáxias elípticas, que são cheias de estrelas velhas. Isto sugere que o tipo de supernovas Iax sejam provenientes de sistemas de estrelas jovens. Com base em uma variedade de dados observacionais, a equipe concluiu que um tipo de supernova Iax vem de um sistema estelar binário contendo uma anã branca e uma estrela companheira que perdeu seu hidrogênio externo, deixando o seu hélio dominado. A anã branca recolhe hélio da estrela normal. Os pesquisadores não têm certeza no que desencadeia um tipo Iax. É possível que a camada externa de hélio inflame primeiro, enviando uma onda de choque à anã branca. Alternativamente, a anã branca pode inflamar-se primeiro, devido à influência da sobrejacente camada de hélio. De qualquer forma, parece que em muitos casos, a anã branca sobrevive a explosão, ao contrário de uma supernova tipo Ia em que a anã branca é completamente destruída. "A estrela será golpeada e ferida, mas pode viver para ver outro dia", disse Foley. Foley calcula que o tipo de supernovas Iax seja cerca de um terço tão comuns como as supernovas do tipo Ia. A razão pela qual algumas foram detectadas é que a mais fraca sejam apenas um centésimo tão brilhantes como um tipo Ia. " Supernovas do tipo Iax não são raras, elas são apenas leves", disse Foley. "Por mais de mil anos, os seres humanos têm vindo a observar supernovas. Nesse tempo todo, essa nova classe foi se escondendo nas sombras.”      

A Lua e os asteróides compartilham história cósmica de bombardeio

por PGAPereira. Cientistas descobrem que ambos foram aparentemente bombardeados pelo mesmo grupo de projéteis de alta velocidade. [Foto-Os cientistas descobriram agora que estudar meteoritos do asteróide gigante Vesta ajuda-os a entender o evento conhecido como o "cataclismo lunar," quando um reposicionamento dos planetas gigantes gasosos desestabiliza uma parte do cinturão de asteróides e desencadeou um sistema de energia solar em todo o bombardeio. A Lua tem mais em comum com os  grandes asteróides itinerantes do nosso sistema solar do que se pensava, segundo pesquisadores da NASA e internacional. Os cientistas do Instituto de Ciência Lunar da Nasa, em Moffett Field, na Califórnia, descobriram que a mesma população de projéteis de alta velocidade que impactaram nosso vizinho lunar 4000 milhões de anos atrás, também bombardearam o gigante asteroide Vesta e talvez outros grandes asteróides. A pesquisa revela uma ligação inesperada entre Vesta e a Lua e oferece novos meios para o estudo da história de bombardeio inicial dos planetas terrestres. Os resultados são publicados na revista Nature Geoscience.   "É sempre intrigante quando a pesquisa interdisciplinar muda a nossa forma de entender a história de nosso sistema solar", disse Yvonne Pendleton, diretor do instituto. "Embora a Lua esteja localizada longe de Vesta, que está no principal cinturão de asteróides entre as órbitas de Marte e Júpiter, elas parecem compartilhar um pouco da mesma história de bombardeio". Os resultados apóiam a teoria de que o reposicionamento dos planetas gigantes gasosos como Júpiter e Saturno a partir de suas órbitas originais para a sua localização atual desestabilizou partes do cinturão de asteróides e desencadeou um sistema de energia solar em todo o bombardeio de asteróides há bilhões de anos, o chamado cataclismo lunar. A pesquisa fornece novas restrições sobre o início e duração do cataclismo lunar, e demonstra que o cataclismo foi um acontecimento que afetou não só os planetas do sistema solar interior, mas o cinturão de asteróides também. As rochas lunares trazidas pelos astronautas da NASA Apollo têm sido muito utilizadas para estudar a história do bombardeio da Lua. Agora, os tempos obtidos a partir de amostras de meteoritos têm sido usados para estudar a história de colisão de asteróides do cinturão principal. Em particular, os meteoritos howardite e eucrite, que são espécies comuns encontradas na Terra, têm sido usados ​​para estudar o asteróide Vesta. Com o auxílio de simulações de computador, os pesquisadores determinaram que os meteoritos de Vesta registraram impactos de alta velocidade que estão agora muito longe. Os investigadores ligaram estes dois conjuntos de dados e descobriu que a mesma população de projéteis responsáveis ​​pela tomada de crateras e bacias na Lua também foram chocar-se com Vesta em velocidades muito altas, o suficiente para deixar para trás uma série de indicadores de idades, impactos relacionados. A interpretação da equipe dos howardites e eucrites foi aumentada por observações recentes próximas da superfície de Vesta pela sonda Dawn da NASA. Além disso, a equipe usou os mais recentes modelos dinâmicos de evolução inicial do cinturão principal, para descobrir a provável fonte destes pêndulos de alta velocidade. A equipe determinou que a população de projéteis que atingiram Vesta tinham órbitas que também permitiu que alguns objetos atingissem a Lua em altas velocidades. "Parece que os meteoritos asteroidais mostram sinais do cinturão de asteróides perderem muita massa 4.000.000.000 anos atrás, com a massa escapando de bater em ambos os sobreviventes asteróides do cinturão principal e da Lua em alta velocidade disse "o autor Simone Marchi. "Nossa pesquisa não só apóia a teoria atual, mas a leva para o próximo nível de entendimento." Marchi detém uma nomeação conjunta entre dois dos Institutos de ciência Lunar da NASA, uma no Instituto de Pesquisa do Sudoeste em Boulder, Colorado, e outra no Instituto Lunar e Planetário de Houston.