A Relatividade geral de Einstein passa no teste do sistema binário pulsar - anã-branca

Foto - A estrela de nêutrons superdensa, emitindo feixes de ondas de rádio, como um pulsar, orbita bem próximo a uma anã-branca. Eles estão emparelhados. O fundo da grade ilustra as distorções gravitacionais do espaço-tempo.

Por PGAPereira. Um par pulsar-anã-branca deu aos cientistas uma visão sobre a natureza da gravidade. Um par estelar estranho a cerca de 7.000 anos-luz da Terra providenciou a física com um laboratório cósmico única para estudar a natureza da gravidade. A extremamente forte gravidade de uma estrela de nêutrons maciços em órbita com um companheiro estrelar anã- branca coloca as teorias concorrentes da gravidade para um teste mais rigoroso do que qualquer outro disponível antes. Mais uma vez, a teoria geral da relatividade de Albert Einstein, publicado em 1915, sai por cima. Em algum momento, no entanto, os cientistas esperam que o modelo de Einstein seja inválido em condições extremas. A Relatividade Geral, por exemplo, é incompatível com a Teoria Quântica. Os físicos esperam encontrar uma descrição alternativa de gravidade que vai eliminar essa incompatibilidade. Um pulsar recém-descoberto - uma estrela de nêutrons que gira com o dobro da massa do Sol - e sua companheira anã-branca, orbitando um ao outro uma vez a cada 2,5 horas, colocou as teorias gravitacionais em teste mais radical ainda. Observações do sistema, apelidado de PSR J0348 0432, produziu resultados consistentes com as previsões da Relatividade Geral. Os astrônomos descobriram o par firmemente em órbita com Telescópio Green Bank da Fundação Nacional de Ciência (GBT) e, posteriormente, estudou a luz visível com o telescópio de Apache Point, no Novo México, o Very Large Telescope, no Chile, e do telescópio William Herschel, nas Ilhas Canárias. Observações de rádio extensivas com o telescópio de Arecibo, em Porto Rico e do telescópio Effelsberg na Alemanha renderam dados vitais sobre as mudanças sutis na órbita do par.

          Num tal sistema, houve o decaimento de órbitas, causando ondas gravitacionais que transportam a energia do sistema. Ao medir com precisão o tempo de chegada dos impulsos de rádio do pulsar durante um longo período de tempo, os astrônomos podem determinar a taxa de decomposição e da quantidade de radiação emitida gravitacionalmente. A grande massa da estrela de nêutrons em PSR J0348 0432, a proximidade de sua órbita com o seu companheiro, e o fato de que a anã-branca companheira é compacta, mas não outra estrela de nêutrons tudo fazem do sistema uma oportunidade sem precedentes para testar teorias alternativas da gravidade. Sob as condições extremas deste sistema, alguns cientistas pensaram que as equações da Relatividade Geral não podem ser previstas com precisão a quantidade de radiação gravitacional. Concorrentes teorias gravitacionais, eles pensaram, podem revelar-se mais precisa neste sistema. "Nós pensamos que este sistema pode ser extremo o suficiente para mostrar um colapso na Relatividade Geral, mas em vez disso, as previsões de Einstein resistiram bastante bem", disse Paulo Freire, do Instituto Max Planck de Radioastronomia, na Alemanha. É uma boa notícia, dizem os cientistas, para os pesquisadores esperando para fazer a primeira detecção direta de ondas gravitacionais com instrumentos avançados. Os pesquisadores que utilizam esses instrumentos esperam detectar as ondas gravitacionais que resultam quando as estrelas de nêutrons e buracos negros entram na direção para dentro da espiral em colisões violentas. As ondas gravitacionais são extremamente difíceis de detectar, e mesmo com os melhores instrumentos, os físicos esperam que eles precisam conhecer as características das ondas que procuram, que serão enterrados em "ruído" de seus detectores. Conhecendo as propriedades da onda irá permitir-lhes extrair o sinal de ruído de que eles buscam. "Nossos resultados indicam que as técnicas de filtragem planejadas para esses instrumentos avançados continuam válidas", disse Ryan Lynch, da Universidade McGill.

Meteoros Líridas em 22 de abril de 2013

por PGAPereira. Um dos cinco maiores eventos dede picos de meteoros de 2013 acontecerão na noite de 21/22 do mês de Abril. Embora a chuva oas Lyrids não obtenha tanto reconhecimento como algumas chuvas de verão e outono que muitas vezes coloca em uma boa exibição. Em um grande ano, os observadores podem esperar  ver até 20 "estrelas cadentes" por hora - uma média de uma a cada três minutos - no pico. Infelizmente, as condições não serão ideais este ano. De acordo com a revista Astronomy editor da revista Astronomy sênior Michael E. Bakich, "Uma Lua  85% iluminada irá partilhar o céu com esta chuva de meteoros até perto do amanhecer. O luar vai abafar alguns meteoros fracos e tornar os brilhantes um pouco menos impressionantes ". Ainda assim, os observadores terão uma janela estreita, com céu escuro. Em latitudes médias Norte, a Lua apresenta-se em torno de 04:00 hora do verão local e o crepúsculo da manhã não começa até meia hora mais tarde. Od Skygazers podem abrir essa janela mais ampla ao encontrar um local onde um prédio, uma árvore ou colina baixa bloqueie a lua da vista e escureça o céu. Além disso, tente observar a partir de uma localização rural, onde as luzes da cidade não irão acrescentar ao brilho do nosso satélite. Meteoros Lyrids começam como pequenas partículas de poeira que atingem a atmosfera da Terra em alta velocidade, vaporizando-se em atrito com o ar e deixando para trás raios de luz. Os meteoros parecem irradiar da constelação de Lyra a harpa, perto da estrela brilhante Vega, que nasce no final da noite e passa quase em cima pouco antes do amanhecer.

           Com a Lua pendurada baixa no oeste antes de 4 horas, a sua melhor aposta para ver os meteoros é fazer a varredura do céu oriental. Uma vez que a Lua,é avistada cerca de dois terços do caminho do horizonte para o zênite (o ponto diretamente acima) em qualquer direção. Não fique com a visão de túnel. Se você deixar seus olhos vaguear, a visão periférica pode pegar meteoros  que de outra forma não poderia ver. Outra coisa não olhar diretamente para o radiante. Embora você possa rastrear todos os meteoros de uma chuva de volta para Lyra, qualquer meteoro que você vê, terá apenas um ponto de luz. Todas as outras coisas sendo iguais, quanto mais longe das estrias radiantes um meteoro ficar, maior será o seu rastro. Manhãs de abril podem ser frias e você não estará ativo, então trazer roupa quente e um cobertor. Tenha um pouco de café quente, chá ou sopa para afastar o frio. E um plano para reclinar em uma cadeira de gramado ou deitar em um colchão de ar - sentado em linha reta ou em pé por longos períodos de tempo vai te deixar cansado. Fato rápidos: As partículas de poeira que criam meteoros Lyrids atingem a atmosfera da Terra em (109.600 mph) 176.400 quilômetros por a hora. Embora isso pareça rápido, ele realmente é mais lento do que as velocidades de muitas outras chuvas anuais. As Leônidas de novembro no topo das paradas, atingindo nossa atmosfera a (158.800 mph) 255.600 kmh. As partículas de poeira Lyrids nasceram em um cometa obscuro conhecido como C/1861 G1 (Thatcher). Este objeto orbita o Sol uma vez a cada 415 anos, o período mais longo de todo cometa produtor de meteoros.Embora a maioria dos meteoros da chuva desfaz-se na atmosfera da Terra em altitudes entre (50 e 70 milhas) 85 e 115 km, algumas partículas maiores sobrevivem a menos de (12 milhas) 20 quilômetros da superfície. Estes geralmente produzem "bolas de fogo" que brilham tanto quanto ou mais brilhante do que Vênus. 

Como as galáxias espirais criam seus braços

por PGAPereira. Esta foto do Hubble Space Telescope de M74 nos lembra que as galáxias espirais são alguns dos moradores mais bonitos e fotogênicos do universo. Quase 70 por cento das galáxias mais próximas da Via Láctea é espiral. Nova pesquisa descobre que os braços espirais se autoperpetuam,  são persistentes, e surpreendentemente longos. As galáxias espirais são alguns dos moradores mais bonitos e fotogênicos do universo. Nossa Via Láctea é uma espiral. O nosso sistema solar e a Terra residim em algum lugar perto de um dos seus braços filamentosos. E quase 70 por cento das galáxias mais próximas da Via Láctea é espiral. Mas, apesar de sua forma comum, como as galáxias como a nossa obtêm e mantêm os braços característicos provou ser um enigma permanente em astrofísica. Como é que os braços de galáxias espirais surgem? Eles mudam ou surgem e se desfazem ao longo do tempo? As respostas a estas e outras perguntas estão agora entrando em foco como novas e poderosas simulações computacionais para acompanhar os movimentos de mais de 100 milhões de "partículas estelares", como a gravidade e as outras forças astrofísicas os esculpem em formas familiares galácticas. Uma equipe de pesquisadores da Universidade de Wisconsin-Madison (UW-Madison) e do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica, em Cambridge, Massachusetts, relata simulações que parecem resolver antigas questões sobre a origem e história de vida de braços espirais em disco de galáxias. "Nós mostramos pela primeira vez que os braços espirais estelares não são aspectos transitórios, como alegado por várias décadas", disse Elena D'Onghia da UW-Madison, que liderou a nova pesquisa junto com colegas de Harvard Mark Vogelsberger e Hernquist Lars. "Os braços espirais se autoperpetuam, são persistentes e, surpreendentemente, de longa duração", disse Vogelsberger.

           Por décadas, os astrofísicos têm debatido a origem e destino dos braços espirais emblemáticos dediscos de  galáxias, com duas teorias predominando. Uma sustenta que os braços vêm e vão ao longo do tempo. Uma segunda teoria e amplamente difundida é que o material que compõe os braços - estrelas, gás, poeira - é afetado por diferenças na gravidade e os atola como carros na hora do rush, sustentando os braços por longos períodos. Os novos resultados caem em algum lugar entre as duas teorias e sugere que os braços surgem em primeiro lugar, como resultado da influência de nuvens moleculares gigantes - regiões de formação estelar ou viveiros comuns em galáxias. Introduzido na simulação, as nuvens funcionam como "perturbadores" e são o suficiente para não só iniciar a formação de braços espirais, mas também para mantê-los indefinidamente. "Nós achamos que elas estão formando braços espirais", disse D'Onghia. "a teoria anterior dizia que os braços iriam acabar com as perturbações ausentes, mas vemos que (uma vez formados) os braços se autoperpetuam, mesmo quando as perturbações estão ausentes. É a prova de que uma vez que os braços são gerados através destas nuvens, eles podem existir per si por meio da ( influência do) da gravidade, mesmo no extremo quando as perturbações já não existem. " O novo estudo modelou galáxias independentes de discos, essas não estando influenciadas por outra galáxia vizinha ou objeto. Alguns estudos recentes têm explorado a probabilidade de que as galáxias espirais com um vizinho próximo, uma galáxia anã, por exemplo, obtém os seus braços quando a gravidade da galáxia satélite puxa o disco de sua vizinha. De acordo com Vogelsberger e Hernquist, as novas simulações podem ser usadas ​​para reinterpretar dados de observação, olhando tanto para as nuvens de alta densidade molecular, bem como "buracos" no espaço gravitacionalmente induzidos pelos mecanismos que conduzem à formação dos braços característicos de galáxias espirais.

A supernova de Kepler vista pelo Satélite Suzaku

Esta composição de imagens do Chandra X-ray Observatory mostra o remanescente de supernova de Kepler em baixa energia (vermelho), energia intermediária (verde) e raios-X de alta energia (azul). O fundo é um campo de estrelas óptico retirado do Digitized Sky Survey. A distância para o objeto é incerta, com estimativas que variam de 13.000 a 23.000 anos-luz, mas estudos recentes favorecem o alcance máximo. Esta imagem se estende por 12 minutos de arco ou cerca de 80 anos-luz à maior distância.

por PGAPereira. Uma estrela que explodiu em 1604 observada pelo astrônomo alemão Johannes Kepler criou uma maior fração de elementos pesados ​​do que o Sol, de acordo com observações de análise de raios-X do satélite Suzaku Japão-americana. Os resultados vão ajudar os astrônomos a entender melhor a diversidade de supernovas do tipo Ia, uma importante classe de explosão estelar usada em sondagem do universo distante. "A composição da estrela, seu ambiente, e o mecanismo da explosão pode variar consideravelmente entre as supernovas do tipo Ia", disse Sangwook Park, um professor assistente de física na Universidade do Texas em Arlington. "Através de uma melhor compreensão, podemos fazer um ajuste fino no nosso conhecimento do universo além de nossa galáxia e melhorar os modelos cosmológicos que dependem dessas medidas." A melhor maneira de explorar a maquiagem da estrela é a realização de um tipo de exame post-mortem no escudo de gás quente produzido pela rápida expansão da explosão. Ao identificar produtos químicos específicos na remanescente de supernova, os astrônomos podem obter uma imagem mais clara da composição da estrela antes de explodir. “A Supernova de Kepler é uma das explosões do Tipo Ia mais recentes conhecidas na nossa galáxia, por isso representa um elo essencial para melhorar nosso conhecimento desses eventos", disse Carles Badenes, professor assistente de física e astronomia da Universidade de Pittsburgh. Usando o satélite Suzaku de raios-X Imaging Spectrometer (XIS), os astrônomos observaram o remanescente de supernova de Kepler, em 2009 e 2011. Com uma exposição XIS efetiva total de mais de duas semanas, o espectro de raios X revelou várias características de emissão tênues de cromo altamente ionizado, manganês e níquel, além de uma linha de emissão luminosa de ferro. A detecção de todos os quatro elementos foi crucial para a compreensão da estrela original.

          O "instrumento do Suzaku XIS é particularmente adequado para este tipo de estudo graças a sua excelente resolução em energia, alta sensibilidade e baixo ruído de fundo", disse o membro da equipa Koji Mori, professor associado de física aplicada da Universidade de Miyazaki, no Japão. Os cosmólogos consideram as supernovas do tipo Ia como "velas padrão" porque elas liberam quantidades semelhantes de energia. Ao comparar este padrão para o brilho máximo observado de uma supernova do tipo Ia, os astrônomos podem fixar a sua distância. Sua semelhança decorre do fato de que a estrela que explodiu ser sempre um remanescente estelar compacto conhecido como anã branca. Apesar de uma estrela anã branca ser perfeitamente estável por conta própria, emparelhá-lo com outra anã branca ou uma estrela normal e, eventualmente, a situação pode se transformar volátil. A estrela normal pode transferir gás para a anã branca, onde ele se acumula gradualmente ou as órbitas das binárias anãs brancas podem encolher até que os dois objetos se fundam. De qualquer maneira, uma vez que uma anã branca começa derrubando as escalas em torno de 1,4 vezes a massa do Sol, uma supernova a segue. Em algum lugar dentro da anã branca, núcleos de carbono começam a fundirem-se, formando elementos mais pesados ​​e liberando uma grande quantidade de energia. Esta onda de fusão nuclear rapidamente se propaga ao longo da estrela, em última análise, quebrando-a em uma explosão brilhante que pode ser detectada bilhões de anos-luz distância. Os astrônomos podem acompanhar alguns detalhes da composição da anã branca através da determinação da abundância de determinados oligoelementos, como o manganês, que se formaram durante a explosão. Especificamente, a proporção de manganês para o cromo produzido pela explosão acaba por ser sensível à presença de uma versão de nêutrons rica em neônio, chamado neônio-22. Estabelecendo o conteúdo da estrela de neônio-22 dá aos cientistas um guia para a abundância de todos os outros elementos mais pesados ​​que o hélio, o que os astrônomos chamam de "metais".

          Os resultados fornecem forte evidência de que a anã branca original possuía cerca de três vezes a quantidade de metais encontrados no Sol. O gás semente progredindo em gerações interestelares com proporções crescentes de metais. O remanescente, que fica a cerca de 23.000 anos-luz de distância na direção da constelação Ophiuchus, está muito mais próximo da região central movimentada da nossa galáxia do que o Sol. Lá, a formação de estrelas foi, provavelmente, mais rápida e eficiente. Como resultado, a estrela que brilhava como Supernova de Kepler provavelmente formou-se a partir de material que já foi enriquecido com um teor mais elevado de metais. Embora os resultados do Suzaku não abordam diretamente o tipo de sistema binário que desencadeou a Supernova, eles indicam que a anã branca tinha, provavelmente, não mais do que um bilhão de anos de idade, quando ela explodiu, ou menos de um quarto da idade atual do Sol. "As Teorias indicam que a idade da estrela e teor de metais afetou o pico da luminosidade de supernovas do tipo Ia," explicou Park. "Estrelas mais jovens provavelmente produzem explosões mais brilhantes do que as mais velhas, é por isso que a compreensão da propagação de idades entre supernovas do tipo Ia é tão importante." Em 2011, os astrofísicos dos Estados Unidos e da Austrália ganharam o Prêmio Nobel de Física pela descoberta de que a expansão do universo está se acelerando, uma conclusão com base em medições de supernovas do tipo Ia. Uma força enigmática chamada energia escura parece ser responsável por essa aceleração, e compreender a sua natureza é agora um objetivo da ciência superior. Descobertas recentes da Agência Espacial Europeia, Satélite Planck revelam que a energia escura compõe 68 por cento do universo. Lançado em 10 de julho de 2005, Suzaku foi desenvolvido no Instituto Japonês do Espaço e Ciência Astronáutica (ISAS), que faz parte da Agência de Exploração Aeroespacial do Japão (JAXA), em colaboração com a NASA e outras instituições japonesas e dos EUA.

A supernova mais distante

por PGAPereira. Este avistamento do Hubble Space Telescope revela uma supernova que explodiu a mais de 10 bilhões de anos atrás. A luz da supernova  chega à Terra depois de viajar mais de 10 bilhões de anos-luz no espaço. A supernova, designada SN UDS10Wil, é apelidada de "SN Wilson".OTelescópio Espacial Hubble encontrou a mais distante supernova até hoje, do tipo usado para medir distâncias cósmicas. SN Wilson pertence a uma classe especial chamada supernovas do tipo Ia. Os astrônomos escolheram estas balizas brilhantes porque fornecem um nível consistente de brilho que possa ser usado para medir a expansão do espaço. A classe também produz pistas sobre a natureza da energia escura, a força misteriosa da aceleração da taxa de expansão. "Esta nova distância recordista abre uma janela para o universo primordial, oferecendo importantes novos insights sobre como estas estrelas explodiram", disse o astrônomo David O. Jones, da Johns Hopkins University, em Baltimore, o principal autor do artigo sobre a descoberta. "Podemos testar teorias sobre quão confiável são essas detonações para a compreensão da evolução do Universo e sua expansão." A descoberta foi parte de um programa do Hubble de três anos, iniciado em 2010, para o levantamento de distantes supernovas do tipo Ia e determinar se elas foram alteradas durante os 13,8 bilhões de ano desde o nascimento explosivo do universo. Os astrônomos aproveitaram a nitidez e versatilidade da Câmera Wide Field 3 do Hubble  para procurar supernovas em luz infravermelha e verificar a sua distância pela espectroscopia. Liderando o trabalho temos  Adam Riess do Space Telescope Science Institute, em Baltimore, e da Universidade Johns Hopkins.

          Encontrar supernovas remotas fornece um poderoso método para medir a expansão acelerada do universo. Até agora, a equipe de Riess, descobriu mais de 100 supernovas de todos os tipos e distâncias, olhando para trás no tempo, de 2,4 bilhões de anos para mais de 10 bilhões de anos. Dessas novas descobertas, a equipe identificou oito supernovas do tipo Ia, incluindo SN Wilson, que explodiu a mais de 9 bilhões de anos atrás. "As supernovas do tipo Ia dar-nos o critério mais preciso já construído, mas não temos certeza se ela sempre corresponde exatamente a medida", disse o membro da equipa de Steve Rodney, da Johns Hopkins University. "Quanto mais nós entendermos essas supernovas, mais preciso vai se tornar o nosso critério cósmico." Embora SN Wilson é  apenas 4 por cento mais distante do que o recorde anterior, ele empurra cerca de 350 milhões de anos mais para trás no tempo. A equipe, chefiada por David Rubin, Lawrence os EUA do Departamento de Energia Berkeley National Laboratory, na Califórnia, anunciou o recorde anterior, de apenas três meses atrás. Os astrônomos ainda têm muito a aprender sobre a natureza da energia escura e como as supernovas do tipo Ia explodem. Ao encontrar supernovas do Tipo Ia no universo primitivo, os astrônomos podem distinguir entre dois modelos de explosão concorrentes. Em um modelo, a explosão é causada por uma fusão entre duas anãs brancas. Em outro modelo, uma anã branca gradualmente se alimenta de seu parceiro, de uma estrela normal, e explode quando se acresce massa demais.  Evidências preliminares da equipe mostram uma queda acentuada na taxa de explosões de supernovas do tipo Ia entre cerca de 7,5 bilhões de anos e mais de 10 bilhões de anos atrás. O drop-off íngreme favorece a fusão de duas anãs brancas, pois prevê que a maioria das estrelas no início do universo é muito jovem para se tornar supernovas do tipo Ia. "Se as supernovas pipocaram, a questão é quanto tempo antes começaram a avançar?" disse Riess. "Você pode ter diferentes teorias sobre o que está acontecendo no âmago da pré-supernova. Se você ver quando elas primeiramente aparecerem e quantas vezes elas surgiram, isso diz algo importante sobre o processo de pipocagem do milho. " Sabendo o tipo de gatilho para supernovas do tipo Ia também vai mostrar o quão rápido o universo se enriqueceu com elementos mais pesados, como o ferro. Essas estrelas quando explodem produzem cerca de metade de ferro do universo, a matéria-prima para construção de planetas e vida.

Gelo de Água nos pólos de Mercúrio

Por PGAPereira. Novas observações da  sonda Messenger fornecem apoio convincente para a hipótese que Mercúrio, há muito tempo atrás, possuía gelo de água abundante e outros materiais voláteis congelados em suas crateras polares permanentemente sombreadas. Três linhas independentes de evidências sustentam esta conclusão: as primeiras medidas de excesso de hidrogênio no polo norte de Mercúrio com Espectrômetro de Neutron da MESSENGER, as primeiras medidas de reflectância dos depósitos polares de Mercúrio nos comprimentos de onda do infravermelho próximo com o Laser Mercury Altimeter (MLA), e os primeiros modelos detalhados das temperaturas da superfície e perto da superfície das regiões polares e norte de Mercurio que utilizam a topografia real da superfície de Mercúrio medidas pelo MLA. Estes resultados são apresentados em três artigos publicados online na Science Express. Dada a sua proximidade com o Sol, Mercúrio parece ser um lugar improvável para encontrar gelo. Mas a inclinação do eixo de rotação de Mercúrio é quase zero - menos de um grau - assim há bolsões nos pólos do planeta que nunca viram a luz solar. Os cientistas sugeriram décadas atrás, que poderia haver gelo de água e outros compostos voláteis congelados presos nos pólos de Mercúrio. A idéia recebeu um impulso em 1991, quando o telescópio de Arecibo, em Porto Rico detectou invulgarmente por radar brilhantes manchas nos pólos de Mercúrio, pontos que refletem as ondas de rádio na forma como seria de se esperar se houvesse gelo de água. Muitas dessas manchas correspondiam à localização de crateras de impacto grandes mapeadas pela sonda Mariner 10 em 1970. Mas porque Mariner observou menos de 50 por cento do planeta, aos cientistas planetários faltava um diagrama completo dos pólos para comparar com as imagens. A chegada da MESSENGER em Mercúrio no ano passado mudou isso. Imagens do Sistema da nave Mercury por imagens duplas tomadas em 2011 e no início deste ano confirmou que o brilhantes recursos no radar ao norte de Mercúrio e pólos sul estão dentro das regiões sombreadas da superfície de Mercúrio, os resultados que são consistentes com a hipótese de água gelada. Agora, os novos dados do MENSAGEIRO (Messenger) indicam fortemente que a água congelada é o constituinte principal dos depósitos do polo norte de Mercúrio, que o gelo é exposto na superfície no mais frio dos referidos depósitos, mas que o gelo é enterrado sob um material excepcionalmente escuro na maior parte dos depósitos, áreas onde as temperaturas são um pouco quente demais para que o gelo seja estável na superfície em si. Messenger utiliza a espectroscopia de nêutrons para medir as concentrações média de hidrogênio dentro imagens brilhantes de radar das regiões de Mercurio. Concentrações de  Água-gelo são obtidas a partir das medições de hidrogénio. "Os dados de nêutrons indicam pelas radar-imagens brilhantes  que os depósitos polares de Mercurio contêm, em média, uma camada rica de hidrogênio mais do que dezenas de centímetros de espessura abaixo de uma camada superficial de 10 a 20 centímetros de espessura, que é menos rica em hidrogênio", escreve David Lawrence, Cientista da Messenger com base na Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory e principal autor de um dos artigos. "A camada enterrada tem um teor de hidrogênio com gelo de água quase pura".

          Dados do Mercury messenger Laser Altimeter (MLA) - que já disparou mais de 10 milhões de pulsos de laser de Mercurio para fazer mapas detalhados de topografia do planeta - corroboram os resultados de radar e medições do espectrômetro de nêutrons da região polar de Mercúrio, escreve Gregory Neumann do Goddard da NASA Space Flight Center. Em um segundo estudo, Neumann e seus colegas relatam que as primeiras medidas de auxílio mútuo das regiões sombreadas norte polar revelam depósitos irregulares escuraos e claros no comprimento de onda do infravermelho próximo perto do pólo norte de Mercúrio. "Estas anomalias de reflectância estão concentradas em direção aos pólos voltados para as encostas e estão espacialmente colocados com altas áreas de retroespalhamento de radar postulado como sendo o resultado nas proximidades da superfície do gelo de água", escreve Neumann. "A correlação de refletância observada com temperaturas modeladas indica que as regiões opticamente brilhantes são consistentes com gelo de água da superfície." O MLA também gravou manchas escuras com refletância diminuída, de acordo com a teoria de que o gelo nas áreas é coberto por uma camada de isolamento térmico. Neumann sugere que os impactos de cometas ou asteróides ricos em voláteis poderia ter fornecido os depósitos escuros e brilhantes, uma descoberta confirmada em um artigo liderado por David Paige, da Universidade da Califórnia, em Los Angeles. As medidas de "mostrar que a distribuição espacial das altas regiões de retroespalhamento de radar está bem adaptada pela distribuição prevista de gelo de água termicamente estável", escreve ele. De acordo com Paige, o material escuro é provavelmente uma mistura de compostos orgânicos complexos entregues a Mercúrio pelos impactos de cometas e asteróides ricos em voláteis, os mesmos objetos distribuído pela água provavelmente semelhante ao material orgânico do planeta. Os mais internos podem ter sido obscurecidos por maior exposição à radiação dura na superfície de Mercúrio, mesmo em áreas permanentemente sombreadas. Este material isolante escuro é um novo problema para a história, disse Sean Solomon de Lamont-Doherty do Earth Observatory da Universidade de Columbia E, investigador principal da missão MESSENGER. "Por mais de 20 anos, o júri vai deliberar sobre se o planeta mais próximo do Sol acolhe gelo de água abundante em suas permanentemente sombreadas regiões polares. A MESSENGER já forneceu um veredicto unânime afirmativo." "Mas as novas observações também levantaram novas questões", acrescenta Salomão. "Os materiais escuros nos depósitos polares consistem principalmente de compostos orgânicos? Que tipo de reações químicas tem experimentado o material? Há algumas regiões sobre ou dentro de Mercúrio que podem ter tanto água líquida como compostos orgânicos? Só com a exploração contínua de Mercúrio poderemos esperar fazer progressos sobre estas questões novas.”

Missão da NASA para impedir impactos de asteróides com a Terra

por PGAPereira. Este é o conceito de um artista da espaçonave OSIRIS-REx próximo ao asteróide 1999 RQ36. Crédito: Todos os anos, os sensores destinados a detectar explosões nucleares ver explosões inofensivas na atmosfera superior da Terra a partir do rompimento de um asteróide com poucos metros de diâmetro. Asteróides pequenos são muito mais numerosos do que os grandes, então colisões destrutivas com a Terra são muito raras. No entanto, por causa de seu potencial de devastação, o programa de observações de objetos da NASA Near-Earth (NEO) apóia estudos que estão a realizar pesquisas constantes para localizar os maiores objetos e prever a ameaça de seu impacto com a Terra. De acordo com o programa NEO da NASA, há mais de 1.300 "asteróides potencialmente perigosos" (PHAs) - objetos de pelo menos (150 jardas) cerca de 140 metros de diâmetro com uma chance muito pequena de chocar-se um dia com o nosso planeta porque suas órbitas levam-os perto da órbita da Terra. "Os asteróides movem-se em uma média de 12 a 15 quilômetros por segundo (cerca de 27.000 a 33.000 milhas por hora) em relação à Terra, tão rápido que eles carregam enorme energia em virtude de sua velocidade", diz Edward Beshore da Universidade do Arizona, Tucson , o principal investigador adjunto de missão de retorno a amostra de asteróides da NASA OSIRIS-REx. "Qualquer coisa acima de algumas centenas de metros em que parece estar em rota de colisão com a Terra é muito preocupante." A principal dificuldade é a obtenção de observações suficientes para ser capaz de prever as suas órbitas com certeza o suficiente para descobrir se eles podem colidir com a Terra em algum ponto. "Quando um asteróide passa perto da Terra, a força gravitacional de nosso planeta muda a órbita do asteróide", diz Beshore. "No entanto, como essa mudança vai afetar a evolução da órbita do asteróide é difícil para nós prever porque também há outras pequenas forças continuamente atuando no asteróide para mudar sua órbita A mais significativa dessas forças menores é o efeito Yarkovsky -. Um pequeno empurrão em um asteróide que acontece quando ele é aquecido pelo Sol e, mais tarde, re-irradia o calor em uma direção diferente como radiação infravermelha.” O efeito Yarkovsky acontece simplesmente porque é preciso tempo para que o objeto se aqueça e arrefeça. Os objetos tendem a ser mais frio antes do amanhecer e mais quente no meio da tarde, depois de horas de iluminação pelo Sol alto. "Um prédio de tijolos pode ficar quente mesmo nas primeiras horas da noite, porque está irradiando o calor acumulado de um dia inteiro de Sol", diz Beshore. Da mesma forma, um asteróide irradia a maioria de seu calor a partir do seu "lado oposto" tardiamente, dando-lhe o pequeno impulso Yarkovsky que é variável dependendo principalmente do tamanho do asteróide, forma e composição. OSIRIS-REx da missão da  NASA (Origens, interpretação espectral, identificação de recursos, segurança e Regolith Explorer) vai fazer as medições mais precisas do efeito Yarkovsky a data visitando um chamado PHA "1999 RQ36" ou apenas "RQ36." A NASA vai enviar a sonda OSIRIS-REx ao asteróide 1999 RQ36 para entender melhor a evolução de sua órbita e para recuperar uma amostra pura para estudo na Terra."Para um objeto tão grande, que tem uma das mais altas probabilidades de se chocar com a Terra, uma chance de 1 em 2.400 no final do século 22, de acordo com cálculos feitos por Steve Chesley, astrônomo de Propulsão a Jato da Nasa Laboratory", disse Beshore. RQ36 tem cerca de 457 metros (500 metros) de diâmetro. As melhores medidas de efeito Yarkovsky são feitas quando a posição de um asteróide é precisamente conhecida. "Se um asteróide se aproxima muito, podemos obter observações de radar sobre ela", diz Beshore. "Com medidas de radar, temos dados muito bons sobre seu alcance e, portanto, pode restringir um aspecto de sua órbita muito bem. Se conseguirmos que a medição de um par de vezes (ou mais) por alguns anos, elas nos ajudam a compreender o seu comportamento orbital e podemos começar a fazer uma estimativa do efeito Yarkovsky. Nós estimamos a posição do asteróide e sua órbita deve ser semelhante usando a física newtoniana e relativista. Se vemos um desvio da posição estimada, então ele deve ser devido à soma de todas estas outras forças pequenas, e a maior destas acreditamos ser o efeito Yarkovsky ". Medidas como essas permitiram à equipe estimar a força muito pequena do efeito Yarkovsky em RQ36 - sobre igual peso sentisse quando segurando três uvas, de acordo com Beshore. "Apesar de muito pequena, esta força é constante e acrescenta-se ao longo do tempo para mudar significativamente a órbita do asteróide", acrescenta Beshore. Programado para lançamento em 2016, OSIRIS-REx irá chegar a RQ36 em 2018 e a órbita do asteróide até 2021. Ao se comunicar continuamente com uma nave espacial em órbita em torno da RQ36, a equipe terá uma idéia muito melhor da órbita do asteróide. "Esperamos que a OSIRIS-REx irá nos permitir fazer uma estimativa da força de Yarkovsky em RQ36 pelo menos duas vezes tão preciso como o que está disponível agora", diz Jason Dworkin, OSIRIS-REx cientista do projeto da NASA Goddard Space Flight Center em Greenbelt, Maryland. Este é o conceito de um artista do coletor de amostra OSIRIS-REx, ou "cabeça tag", que está sendo implantado para coletar uma amostra de asteróide 1999 RQ36. A equipe vai usar o que ele aprendeu sobre o efeito Yarkovsky em RQ36 para ajudar a estimar os efeitos sobre outros asteróides. "O que nós queremos ser capazes de fazer é criar um modelo que diz tudo bem se você me der um asteróide deste tamanho, feito desta composição, com esse tipo de topografia, e eu posso estimar para você o que o efeito Yarkovsky vai ser", Beshore diz. "Então, agora eu provavelmente posso vir com uma melhor noção do que esperar de outros asteróides que eu não tenho a sorte de ter uma nave espacial próxima a ele." Dado que a OSIRIS-REx nos permite modelar melhor o efeito Yarkovsky, e descobrimos um asteróide que pode colidir com a Terra um dia, o que se pode ser feito sobre isso? "Há várias estratégias de mitigação", diz Beshore. "Poderíamos explodir um dispositivo nuclear próximo e acima da superfície de um dos lados do asteróide. Isto pode ser muito eficaz - Seria vaporizar a camada da superfície, o que seria então voar a uma velocidade muito elevada, provocando uma força de propulsão de foguete que iria empurrar tudo mais por alguns centímetros por segundo. Isso pode ser suficiente para desviar o asteróide. Outras estratégias incluem pêndulos cinéticos, onde muito dificilmente atingem um asteróide com um projétil pesado movendo-se em alta velocidade. Em 2005, a missão Deep Impact da NASA atingiu o cometa Tempel 1 com uma bala de cobre de 370 kg (mais de £ 815) em cerca de cinco quilômetros por segundo (mais de 11.000 milhas por hora), não o suficiente para alterar significativamente a órbita do corpo de cinco quilômetros de tamanho, mas uma prova da tecnologia para este tipo de missão. Outra idéia é usar um trator de gravidade da estação de uma nave espacial com precisão suficiente perto do asteróide que, gradativamente desvia-o em apenas puxar seu campo gravitacional " A chave para todas estas estratégias é a de descobrir o asteróide bem antes da sua data de impacto e tentativa de desviá-lo mais cedo, de acordo com Beshore. "Se você está tentando desviar um alvo, você não precisa aplicar muita força para acertá-lo, para amplamente errar o alvo se você poderia desviá-lo, uma vez que deixou o arco", diz Beshore. "Por outro lado, se você tivesse que desviar à direita antes de atingir o alvo, você precisa dar-lhe um empurrão muito mais para tirá-lo do caminho." Uma das primeiras coisas que seriam feitas se um asteróide parecesse estar em rota de colisão com a Terra é de enviar uma sonda ao asteróide que pode se parecer muito com a OSIRIS-REx, de acordo com Beshore. "Você quer caracterizá-lo primeiro a escolher a estratégia de deflexão correta", diz Beshore. "Por exemplo, sabemos que a densidade do RQ36 é de cerca de 1 grama por centímetro cúbico, mais de duas vezes menor do que rocha sólida. Isso significa que ele é provavelmente uma pilha de escombros - uma coleção de pedras, rochas e poeira frouxamente unidas pela gravidade. Algumas estratégias de deflexão podem ser ineficazes com este tipo de asteróide. " A OSIRIS-REx irá determinar se o RQ36 é na verdade um amontoado de entulho se orbitando mutuamente  e revelando os efeitos sutis sobre a órbita da gravidade de todas as protuberâncias grandes e densas dentro do asteróide. A sonda como a OSIRIS-Rex deste modo poderia mapear a estrutura interna de um asteróide, fornecendo informações valiosas sobre onde direcionar o mecanismo de deflexão. Amostra do conceito do artista da cápsula de retorno OSIRIS-REx sendo liberada para seu retorno a Terra. A cópia da OSIRIS-REx irá também determinar a composição do RQ36 usando medições remotas da luz visível e espectrômetros de infravermelho, e através da recolha de uma amostra de material da superfície do asteróide e voltar para a Terra para estudos. Uma vez que o efeito Yarkovsky pode variar dependendo do tipo de material e da sua distribuição, uma sonda com capacidade da OSIRIS-Rex para mapear a composição da superfície irá permitir uma estimativa mais precisa do efeito Yarkovsky em órbita do asteróide. A missão também irá proporcionar uma experiência crítica de navegar em torno de asteróides. "Nós não temos muita experiência fazendo manobras precisas perto de um destes objetos com gravidade muito pequena”, diz Beshore. "Não é fácil manter-se em órbita em torno dele – a atração gravitacional deste asteróide é tão fraca que a pressão da luz solar em painéis solares sobre nossa nave espacial será mais ou menos semelhante à quantidade de força da gravidade do RQ36 si temos de levar em consideração muitas dessas forças para navegar e operar em torno de um asteróide. Com OSIRIS-Rex nós vamos gerar um conjunto de técnicas e tecnologias para qualquer missão que irá para um asteróide para caracterizá-lo antes de uma missão de mitigação”.