14.355 – Poeira espacial pode transportar a vida entre planetas


A panspermia é a teoria segundo a qual microrganismos ou moléculas precursoras da vida podem ter surgido espaço afora e caído aqui na Terra – assim como em outros planetas com as condições adequadas.
Vários cientistas têm apoiado essa teoria, mostrando que meteoritos podem ter semeado a vida na Terra ou que a vida pode ter começado no espaço e chegado à Terra em cometas.
O professor Arjun Berera, da Universidade de Edimburgo, na Escócia, acredita que nem mesmo é necessário depender dos asteroides e cometas – para ele, a vida pode se mover entre planetas impulsionada por partículas que mergulham velozmente atmosfera abaixo.
Mais do que isso, ele afirma que os fluxos de poeira interplanetária que bombardeiam continuamente a atmosfera do nosso planeta podem continuar trazendo pequenos organismos de mundos distantes, ou enviando organismos terrestres a outros planetas.
Curiosamente, isso dá sustentação a hipóteses especulativas de que a distribuição geográfica de algumas epidemias na Terra são compatíveis com a chegada de microrganismos do espaço – essas hipóteses nunca foram levadas muito a sério devido à quase impossibilidade de demonstrá-las experimentalmente.

Fluxos rápidos
Berera calculou como o fluxo de poeira espacial de alta velocidade – que pode viajar a até 70 km por segundo – se comporta ao colidir com partículas em um sistema atmosférico.
Ele descobriu que as partículas de poeira cósmica podem atingir partículas atmosféricas, situadas a 150 km ou mais de altitude no caso da Terra, com força suficiente para lançá-las além do limite da gravidade da planeta – eventualmente chegando a outros planetas.
O mesmo mecanismo poderia permitir o intercâmbio de partículas atmosféricas entre planetas distantes, podendo ter trazido originalmente a vida para a Terra.
Algumas bactérias, plantas e pequenos animais chamados tardígrados são conhecidos por sua capacidade de sobreviver no espaço, conforme demonstrado em experimentos na Estação Espacial Internacional. Por isso, defende Berera, é possível que organismos desse tipo possam colidir com a poeira estelar que entra velozmente em nossa atmosfera.

Revista: Astrobiology

14.352 – Física – Curvaturas no espaço Tempo (?)


gravidade tempo
É uma das principais consequências da teoria da relatividade geral, de acordo com a qual a gravidade é efeito ou consequência da geometria curva do espaço-tempo. Os corpos em um campo gravitacional seguem um caminho espacial curvo, mesmo que eles possam realmente estar se movendo como “linhas de mundo” possíveis “em linha reta” através do espaço-tempo curvo. É importante salientar que as linhas mais “retas” ou unindo dois pontos com o comprimento mais curto possível em um determinado espaço de tempo são chamadas de linhas geodésicas e são linhas de curvatura mínima.
As ideias básicas que levaram à noção de que o espaço físico é curvo e portanto não euclidiano se devem às muitas tentativas, ao longo de vários séculos, em demonstrar se o quinto postulado de Euclides podias ser derivado do restante dos axiomas da geometria euclidiana. Este postulado afirma que fixada uma reta e um ponto exterior a esta, existe uma e somente uma reta paralela à primeira que passe por tal ponto.

Essas tentativas culminaram com a constatação de Bolyai e Gauss de que este axioma ou postulado das paralelas pode ser contestado, e se podiam construir geometrias onde simplesmente o postulado é falso, dando lugar às geometria não euclidianas. Assim, além do espaço plano ou euclidiano, podemos construir outros espaços de curvatura constante como:
O espaço aberto hiperbólico de Bolyai-Lobachevski no qual existe não uma, senão infinitas retas paralelas a uma reta dada que passem por um ponto exterior prefixado.
O espaço fechado elíptico de Riemann no qual não existe nenhuma reta paralela exterior a outra dada que não se intersectem.
Um pouco mais
Desde o início da era espacial, há trinta anos, a imagem de astronautas flutuando sem peso em suas naves se tornou bastante familiar. Tanto que a maioria das pessoas já nem sequer se espanta diante desse estranho privilégio, geralmente alardeado por mágicos e faquires, mas na realidade nunca visto aqui na Terra. Para o senso comum, a levitação se explica pura e simplesmente pela ausência de gravidade. Mas não é nada disso: o astronauta flutua porque, na verdade, está caindo. Isso mesmo, caindo. Essa causa, mais intrigante ainda que a própria falta de peso do astronauta tem a ver com espaço, o tempo e o fato de que essas categorias são bem mais concretas na vida do Universo do que se costuma pensar.
Aparentadas entre si, formando o espaço-tempo, essas entidades são capazes de criar um relevo menos ou mais íngreme em pleno vácuo, em que os corpos, de certa forma, tendem sempre a escorregar. Nessa incrível geometria, quando um obstáculo qualquer impede os corpos de escorregar, surge então o peso, uma força que age sobre eles. Não é por outra razão que, na Terra, as pessoas têm a sensação do próprio peso. Já no caso dos astronautas, impulsionados pelos foguetes ladeira acima no espaço-tempo, graças à velocidade sua queda se transforma num perpétuo giro em volta da Terra.

Essas idéias todas parecem esdrúxulas, mas não são – o problema é que as pessoas ainda não estão acostumadas a elas. Só muito recentemente a ciência e a tecnologia começaram aos poucos a aproximar o homem comum de um Universo onde os fenômenos são bem diferentes daqueles que ocorrem na experiência cotidiana no mundo comparativamente estreito da superfície terrestre. Os relógios dos astronautas, por exemplo, já podem registrar as sutis alterações no ritmo do tempo, provocadas pelos vales e cordilheiras cósmicas. Acontece que o tempo passa mais lentamente onde a inclinação do espaço-tempo é mais acentuada. Para todos os efeitos práticos, a diferença ainda é desprezível em quase todos os casos em que é preciso ver as horas no espaço, mas à medida que cresce a exigência de exatidão nos afazeres humanos a variação tende a se tornar importante.

No movimento dos corpos, um cenário mais claro

Mesmo que assim não fosse, as novas idéias sobre o espaço e o tempo, formuladas pelo físico Albert Einstein na segunda década do século, deveriam merecer a maior atenção. Afinal, foi a partir delas que se chegou ao conceito de evolução do Universo, isto é, a sua origem em uma tremenda explosão, há cerca de 15 bilhões de anos, e a transformação final das estrelas nos abismos conhecidos pelo nome de buracos negros. Agora mesmo se supõe que existia um buraco negro por assim dizer às portas da Terra, entre as estrelas que formam a Galáxia da Via Láctea (veja o artigo “Fábrica de estrelas”, nesta edição). É possível até que todas as galáxias abriguem um personagem celeste desse tipo, constituído exclusivamente por uma fantástica ruptura no tecido do espaço-tempo.
O vasto cenário que se abre à aventura

Por que tudo cai na mesma velocidade?

do homem não é fácil de visualizar, mas se torna bem claro quando se manifesta no movimento dos corpos, seja uma estrela, um astronauta ou uma simples bola de tênis. Um exemplo extraordinário é a própria superfície da Terra, em que todos os corpos caem com a mesma velocidade, não importa se o que está caindo é uma pedra, um chumaço de algodão ou um gato. Se todos esses corpos caírem de uma altura de 10 metros, sua velocidade de choque, ou seja, medida no instante em que atingem o solo será sempre exatamente igual a 14 quilômetros por hora.
Como será que isso é possível, se há tanta diferença no tamanho, no peso e no material de que são feitos?
A resposta revolucionária da Física moderna é que todos eles escorregam em um mesmo tobogã, ou seja, fazem a mesma curva no espaço-tempo. Assim, a análise dos corpos em queda mostra que espaço e tempo não são meros símbolos, mas participantes ativos do mundo físico, onde empurram, freiam ou deixam rolar os objetos. Em uma palavra, determinam os seus movimentos.
É verdade que desde o século XVII se conhecia esse fato desconcertante, mas quase trezentos anos se passaram até que, em 1916, Einstein dissesse, pela primeira vez, que isso acontecia devido à curvatura do espaço-tempo.
A partir daí, ele escreveu a sua Teoria da Relatividade Geral. Esta, durante décadas, carregou a fama de genial, mas incompreensível.
Agora, quando começa a ganhar importância prática, vê-se, por exemplo, como é simples desenhar a trajetória de uma corriqueira bola de tênis nas rotas relativísticas.
Um ano-luz é igual à cerca de 10 trilhões de quilômetros. Da mesma maneira, quando uma bola de tênis sobe 10 metros em 1,4 segundos, pode-se dizer que ela percorreu no espaço-tempo a distancia de 420 mil quilômetros, resultado da multiplicação de 1,4 por 300 mil.
Hoje em dia se sabe que a própria esfera cósmica se move em constante expansão, de forma que, como no caso da sala, mesmo que estivessem imóveis umas em relação às outras, as estrelas estariam se deslocando junto com o Universo. Vale a pena acompanhar esse curioso deslocamento. Para tanto, é preciso entender que o Universo não é visto propriamente como uma esfera: ele constitui apenas a superfície da esfera, em cujo interior não existe nada. Exatamente como a casca de uma laranja sem os gomos dentro. Assim, quando se expande, a casca se torna cada vez maior e, ao contrário do que possa parecer, mais espessa.
O resultado é semelhante ao que acontece com dois pontos assinalados sobre um balão: à medida que este for inflado, eles ficarão cada vez mais longe um do outro. E isso realmente ocorre com as galáxias: eles estão constantemente se afastando entre si a medida que o Universo envelhece. Alguns cientistas chegam a especular que se pode associar a expansão cósmica ao próprio fluxo do tempo. Mas tudo indica que uma coisa nada tem a ver com a outra. O exemplo da sala e da esfera universal tem apenas o valor de uma analogia, de modo a dar uma ideia mais palpável do tempo, raciocinando em termos de movimento.
Mas, esse caso, o ideal é observar um dos curiosos fenômenos protagonizados pela luz: as suas mudanças de cor. Ao ser emitida por uma estrela, jorra em um raio azul, mas se torna vermelha para um observador nas proximidades. Esse fenômeno passa por várias etapas e acaba conduzindo à curvatura do espaço-tempo.
A primeira observação importante é que a cor é uma simples medida da quantidade de energia luminosa está concentrada no tempo, ou seja, a cor indica a energia que chega ao olho a cada momento. Somando agora os dois eventos, conclui-se que o tempo na superfície da estrela deve ser curto. De fato, a cada momento, jorra um grande pacote de energia num raio azul, mas o observador vê o pacote avermelhado.
Como o pacote é o mesmo, ou seja, não houve perda de energia no caminho, foi o tempo que encolheu.

Comportamento da luz é o dado mais importante

na superfície da estrela. Finalmente, na última etapa do processo, cabe perguntar por que o tempo muda de tamanho. A resposta de Einstein e que a grande massa da estrela esmaga o espaço-tempo em suas vizinhanças, mais ou menos como o peso de uma bola de aço amassa uma superfície de borracha. A dilatação do tempo devido à curvatura do espaço-tempo tem sido vista nas mais inesperadas circunstâncias, como nos pulsares, ou astros degenerados, como dizem os astrônomos, que surgem depois do colapso de grandes estrelas e se transformam numa espécie de gigantesco relógio cósmico.

Há cerca de cinco anos, de fato, os astrônomos se espantaram com um pulsar que gira 640 vezes por segundo em torno de si mesmo e, cada volta, emite um preciso sinal de rádio. É um pulso que se repete a cada período de 1,56 milésimo de segundo, mais preciso do que qualquer relógio atômico já construído. Mas a curvatura do espaço-tempo criada pelo Sol prejudica essa pontualidade, introduzindo um desvio de até 5 por cento no ritmo com que os pulsos de rádio são recebidos na Terra.
O desvio tanto pode apressar quanto atrasar o sinal de rádio, pois surge quando a Terra se aproxima ou se afasta do Sol, mudando, portanto de posição no espaço-tempo.
A menor distância é a curva
Nem sempre é possível caminhar em linha reta entre dois pontos – é o que impõem os espaços curvos, como, por exemplo, a superfície esférica da Terra. Por isso, a menor distância entre duas cidades como São Paulo e Tóquio é um arco de círculo. Enquanto isso, um avião percorre a menor distância entre dois pontos em um espaço plano, no qual vale a Geometria tradicional. É uma reta e não um arco de círculo. Até a época de Einstein, se pensava que a Geometria do Universo fosse plana, mas ele mostrou que essa idéia não podia ser afirmada arbitrariamente. Como no caso da superfície da Terra, pode haver obstáculos que imponham uma forma para o espaço. Einstein provou, de fato, que a Geometria do Universo é influenciada pela quantidade de matéria existente no espaço e no tempo – este, segundo a Relatividade, também deve ser incluído nessa geometria. No espaço-tempo, a menor distância entre dois pontos é dada por uma curva chamada geodésica. É uma linha que só pode ser desenhada em um diagrama. Qualquer corpo em queda, na verdade, está rolando sobre uma curva geodésica.

Até as crianças entendem

Quem tem dificuldade para visualizar o escorregadio mundo relativístico pode tomar lições com as crianças. Espontaneamente, aos 6 anos, elas começam a usar o conceito de velocidade para analisar o movimento – naturalmente, sem se dar conta disso. Essa operação mental é o ditame central da Teoria da Relatividade, toda construída com a ajuda da velocidade da luz. O próprio Einstein, em 1928, quis saber do grande psicólogo suíço Jean Piaget (1896-1980) se a noção de velocidade era anterior ou posterior à do tempo, no processo de formação de inteligência. Piaget, depois de uma pesquisa, respondeu que a velocidade vinha antes.
De fato, se uma criança vê dois bonecos lado a lado movendo-se com a mesma velocidade num certo percurso, não tem dúvida de que ambos levaram o mesmo tempo para fazer o trajeto. Mas, se um dos bonecos for mais veloz, a criança dirá que durante o seu movimento transcorreu mais tempo. “Não se trata de erro”, escreveu Piaget: a criança, para ele, tem consciência de que os dois bonecos partem e param ao mesmo tempo; acontece que o boneco mais rápida, num mesmo tempo, percorre uma distância maior, induzindo a criança a dizer que demorou mais – o que na realidade não ocorreu.
O essencial nesse caso, diz Piaget, é a noção de ultrapassagem – o fato de que os bonecos saem lado a lado, mas um deles termina na frente do outro. Para a criança, isso basta para analisar o movimento, dispensando a distância realmente percorrida e a duração do percurso. Essa conclusão animou alguns físicos franceses a abandonar a velha definição de velocidade, onde o espaço e o tempo são as intuições básicas. Partiram direto para uma definição ancorada na idéia de ultrapassagem e assim reescreveram a Relatividade de modo mais simples.

Um funil que jamais acaba

No buraco negro, o espaço-tempo é um abismo de inclinação infinita. Na ilustração, vê-se a trajetória de um raio de luz rumo a esse sorvedouro: as paredes do espaço-tempo constrangem o seu movimento em uma espiral cada vez mais afunilada. O círculo amarelo na boca do funil é o horizonte do buraco negro. Um raio de luz que apenas resvale nesse horizonte pode escapar do funil. Caso contrário, não haverá saída.

A bola percorre 420 mil km

O Universo de Einstein possui quatro dimensões: altura largura, profundidade e tempo. Certamente não é possível desenhá-lo numa folha. Mas é mais simples do que parece. A dimensão corresponde ao tempo pode ser obtida a partir de um movimento de uma bola de tênis, que pode alcançar 10 metros em 1,4 segundo. Nesse tempo a luz percorre 420 mil quilômetros, pois sua velocidade é de 300 mil quilômetros por segundo. Aquela é a distancia que a bola percorre no espaço-tempo para chegar ao ponto mais alto de sua trajetória no espaço tradicional. Combinando as duas coisas em um diagrama se obtém a trajetória da bola no espaço-tempo.

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14.349 – O que é a Matéria escura?


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É uma parte do Universo que os astrônomos sabem que existe, mas ainda não sabem exatamente o que seja. É matéria, porque se consegue medir sua existência por meio da força gravitacional que ela exerce. E é escura, porque não emite nenhuma luz. Essa segunda propriedade é justamente o que dificulta seu estudo. Todas as observações de corpos no espaço são feitas a partir da luz ou de outro tipo de radiação. eletromagnética emitida ou refletida pelos astros. Como a matéria escura não faz nenhuma dessas coisas, é “invisível”. Ainda assim, sabe-se que ela está lá. Na década de 1930, o astrônomo Fritz Zwicky , um húngaro radicado nos Estados Unidos, calculou a massa de algumas galáxias e percebeu que ela era 400 vezes maior do que sugeriam as estrelas observadas!
A diferença está justamente na massa de matéria escura. E quanta diferença! Pelas contas do professor Fritz, você deve ter percebido que ela não é apenas um detalhe na composição do Universo, e, sim, , seu principal ingrediente. Hoje em dia, calcula-se que el corresponda a mais ou menos 95% do Universo.
É como se todas as galáxias que conhecemos atualmente fossem apenas alguns pedacinhos de chocolate encravados no grande bolo do Universo. Existem várias teorias sobre o que seria a tal massa escura. O mais provável é que ela seja feita de partículas subatômicas, menores que nêutrons, prótons e elétrons e ainda indetectáveis pelos atuais instrumentos de medição dos cientistas.
Apesar da semelhança no nome, matéria escura não tem nada a ver com buraco negro. “A massa escura é um componente do Universo, sem luz, enquanto o buraco negro é um objeto astrofísico com um campo gravitacional tão forte que não deixa nem mesmo a luz escapar”.

14.315 – Por que não vimos nenhum ET ainda?


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A busca por vida fora do planeta Terra é, cada vez mais, incessante. Por exemplo, não está descartada a existência de algum tipo de vida microbiana abaixo das crostas congeladas de Encélado e Europa (luas de Saturno e Júpiter, respectivamente), e a ciência se dedica, também, a analisar exoplanetas a fim de determinar se há algum indício de vida nesses objetos que orbitam outras estrelas, que não sejam o Sol.

Mas, ainda assim, muitos se perguntam: por que ainda não descobrimos a existência de nenhum ET, com tantos avanços na tecnologia espacial? Bom, segundo um novo estudo publicado no Acta Astronáutica, conduzido por pesquisadores da Universidade de Cadiz, na Espanha, talvez a gente já tenha se deparado com indícios da existência desses seres, mas simplesmente não conseguimos interpretá-los direito.

Isso porque, segundo os pesquisadores, os cientistas humanos tendem a procurar por civilizações alienígenas que tenham alguma característica em comum com as nossas. E essa noção pré-concebida de que a vida como a conhecemos também existe em outras partes do espaço pode justamente estar “cegando” os especialistas quanto a outras possibilidades.

O estudo discute a possibilidade de haver vida alienígena de maneiras completamente diferentes de como a vida na Terra aconteceu, tendo, portanto, características completamente diversas às nossas. “O que estamos tentando fazer é contemplar outras possibilidades”, explicou Gabriel de la Torre, co-autor do estudo. Ele segue vislumbrando “seres de dimensões que nossas mentes sequer podem imaginar, ou inteligências baseadas em matéria escura ou energia escura, que compõem quase 95% do universo e que estamos somente começando a entender.” “Há até a possibilidade de haver outros universos, conforme indicam textos de Stephen Hawking e outros cientistas”, completa.

A fim de provar que os humanos constantemente estão equivocados por conta de suas próprias expectativas, os pesquisadores decidiram fazer um experimento. Eles pediram para que 137 pessoas determinassem se as estruturas e características de diversas fotografias aéreas eram criadas pelo homem, ou se seriam formações naturais. Uma dessas fotos escondia uma minúscula imagem de um gorila para ver se os pesquisados o localizariam, ou não. Então, muitos deles deixaram o animal passar batido, simplesmente porque não estavam procurando especificamente por um gorila ao analisar os cenários.
Esse tipo de situação é chamado de “cegueira por desatenção”, e a equipe sugere que o mesmo possa acontecer com astrônomos que se dedicam a descobrir indícios de vida fora do nosso planeta. Em outras palavras: se não sabemos o que devemos procurar, provavelmente não encontraremos muita coisa – e é exatamente o que pode estar acontecendo na busca por vida extraterrestre.

14.314 – Por que vemos sempre a mesma face da Lua daqui da Terra?


terra vista da lua
A Lua tem, sim, um movimento de rotação. Mas é verdade, também, que daqui da Terra a gente sempre vê o mesmo lado, ou hemisfério, do satélite natural. Por isso se fala tanto no “lado escuro da Lua”, mas atenção: é errado falar “lado escuro” quando se fala do hemisfério lunar que nunca podemos ver daqui da Terra — o correto é dizer “lado afastado” da Lua.
Voltando à explicação sobre por que vemos sempre o mesmo lado da Lua, isso acontece por causa da rotação sincronizada. A combinação da distância da Lua para a Terra, da gravidade terrestre e da força das marés faz com que o satélite gire em torno de si próprio na mesma velocidade em que translada ao redor do nosso planeta. Assim, fica sempre com a mesma face virada para nós, enquanto a outra fica oculta para nós — e o sentido de “lado afastado” se refere a isso. Este misterioso hemisfério lunar, por sinal, nunca tinha sido visto por nós até 1959, quando a sonda russa Luna 3 o fotografou.
Esse lado afastado é mais robusto do que a face vista da Terra. São menos planícies escuras formadas por antigas erupções vulcânicas, e há uma gigantesca cratera de 180 km de largura, chamada Von Kármán. Essa cratera cobre quase um quarto da circunferência do satélite natural e fica dentro da Bacia do Polo Sul-Aitken.

Os dois lados recebem luz solar direta, em dias que duram cerca de duas semanas terrestres para cada hemisfério. O lado afastado é iluminado durante a fase da Lua Nova; já o lado voltado para a Terra recebe um pouco mais de luz graças à iluminação cinérea, que são raios solares refletidos pelo nosso planeta. No entanto, o satélite natural é considerado um objeto escuro por não emitir luz própria — a Lua não “brilha”, ela apenas reflete a luz solar.
A Lua não é o único satélite natural do Sistema Solar com esta rotação sincronizada, pois outros também mantêm sempre a mesma face virada para seus planetas. É o caso de Caronte, lua de Plutão: ambos estão sempre com a mesma face virada um para o outro, o que levou alguns astrônomos a classificá-los como um sistema binário no passado.

Exploração no lado afastado da Lua

Humanos tiveram a oportunidade de ver o lado afastado da Lua por si próprios, pela primeira vez, em 1968, com a missão orbital Apollo 8. Mas só no século XXI este hemisfério do satélite natural começou a ser mais vastamente explorado pela humanidade.

A China enviou a missão Chang’e 4 para lá, que pousou nesse lado afastado em 3 de janeiro de 2019, tornando-se o primeiro veículo construído pelo ser humano a tocar tal hemisfério lunar. Um rover, o Yutu-2, está naquele solo analisando melhor a superfície levemente diferente da que nossos olhos estão habituados a ver daqui do nosso planeta.
A missão ainda está em andamento e já nos enviou muitas informações interessantes, desde uma foto panorâmica do lado afastado da Lua até análises do solo, que pode ter comprovado uma teoria sobre a Cratera Von Kármán, onde a Chang’e 4 estacionou. De acordo com os dados, essa região pode ter rochas do manto lunar, mas na superfície, o que pode apontar um poderoso impacto ocorrido há quase 4 bilhões de anos.

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14.296 – Como um foguete entra em órbita?


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Lançar um foguete significa ligar uma fogueira superpotente, capaz de impulsioná-lo ao espaço até atingir uma altitude predeterminada e, chegando lá, colocar um satélite ou uma sonda de pesquisa em órbita. A viagem não é tão longa: as órbitas mais baixas estão a apenas 200 km de altura. Daria para chegar lá em duas horas de carro – não fosse, claro, por um detalhe: a gravidade, a força que o planeta exerce sobre objetos que queiram deixá-lo, algo como um poderoso puxão para baixo. Como não dá para pegar uma estrada, o jeito é gastar uns US$ 10 milhões para montar um foguete. Toda essa grana é queimada em no máximo nove minutos, tempo decorrido entre o lançamento na base e a colocação do satélite em órbita. Mas, nesse caso, parece que torrar dinheiro vale a pena. Todo ano, centenas de foguetes são lançados ao espaço com missões variadas, num mercado que movimenta pelo menos US$ 25 bilhões por ano. O Brasil fez o seu foguete, o Veículo Lançador de Satélites (VLS), para pegar uma fatia desse mercado.

PEÇA A PEÇA
Quatro estágios propulsores fazem o foguete vencer a gravidadeCOMBUSTÍVEL LÍQUIDO – Para gerar os gases que empurram o foguete, são necessárias duas substâncias: o combustível e o comburente. Quando são líquidas, elas ficam em tanques separados e só se encontram numa câmara especial, com uma abertura para a saída do jato

COMBUSTÍVEL SÓLIDO – O combustível e o comburente também podem ser sólidos – nesse caso, eles ficam juntos no mesmo tanque. Eles só não acendem antes da hora porque para isso é preciso uma centelha, disparada na hora de ligar o motor. Este é o modelo usado pelo VLS brasileiro
Nada de peso inútil: cada estágio vira lixo no final de seu trabalho.
O funcionamento dos foguetes é baseado na Lei de Newton – da ação e reação.

Como são basicamente um projétil que leva combustível – sólido ou líquido – no seu interior. Depois, ele é queimado progressivamente na câmara de combustão, gerando gases quentes que se expandem.

Na sequência, os gases são expelidos para trás por uma abertura na traseira e, ao mesmo tempo, acontece o fenômeno empuxo – reação na parede interna da câmara oposta à saída traseira. O empuxo atua de baixo para cima, no sentido contrário ao da força da gravidade.

Os comburentes utilizados nos foguetes de combustível líquido geralmente são hidrogênio e oxigênio líquidos. Para poder entrar em órbita, é preciso que um foguete atinja cerca de 28.440 km/h para que escape da gravidade terrestre, que o puxa sempre para baixo. Essa é a velocidade necessária para que um corpo fique em órbita da Terra: cerca de 7,9 km/s (ou 28.440 km/h).

Para sair em definitivo da Terra, no entanto, um foguete precisa de uma velocidade de escape (11,2 km/s de velocidade) – maior que a utilizada nos satélites. Para isso, o foguete deve ser o mais leve possível e precisa ser construído em vários estágios, que se resumem a, basicamente, dois ou mais foguetes, colocados um em cima do outro. Quando o foguete do estágio inferior queima todo o seu combustível, ele se desacopla do conjunto e aciona o segundo estágio, permitindo que o corpo restante do foguete aproveite o impulso obtido e alivie o peso considerado “peso morto”, ganhando mais velocidade na subida.

As naves do tipo ônibus espacial são colocadas e mantidas em órbita com o auxílio de um conjunto de foguetes externos, movidos a combustível sólido (combustível e comburentes na forma de pó, aglutinados numa pasta com um catalisador), auxiliados por motores próprios e alimentados por um tanque de combustível líquido de hidrogênio.

https://web.moderna.com.br/html/html5/foguete/
Velocidade de escape, em física, é a velocidade na qual a energia cinética de um corpo é igual em magnitude à sua energia potencial em um campo gravitacional.

Ela é normalmente descrita como a velocidade necessária para “libertar-se” de um campo gravitacional; entretanto, isto não vale para objetos que tem propulsão própria, pois tal objeto pode libertar-se com qualquer velocidade maior do que zero, por exemplo mantendo uma velocidade constante de mesma direção que o peso mas de sentido contrário.
Para um dado campo gravitacional e uma dada posição, a velocidade de escape é a velocidade mínima que um objeto sem propulsão precisa para mover-se indefinidamente da origem do campo, em vez de cair ou ficar em órbita a uma certa distância da origem. Para isto acontecer o objeto não deve ser influenciado por nenhuma força significante exceto o campo gravitacional; em particular não pode haver propulsão (como em um foguete), nem haver atrito significativo (como o entre o objeto e a atmosfera terrestre – essas condições correspondem à queda livre), e não há radiação gravitacional.

Um aspecto um pouco contra intuitivo da velocidade de escape é que ela é independente de direção, então “velocidade” é um termo incorreto; é uma quantidade escalar e seria melhor descrita como “rapidez para escape” ou “velocidade escalar de escape”. A forma mais simples de derivar a fórmula da velocidade de escape é usar a conservação de energia, assim: para poder escapar, um objeto tem que ter pelo menos tanta energia cinética quanto o acréscimo de energia potencial resultante de mover-se para uma altura infinita.

Definida de uma maneira um pouco mais formal, “velocidade de escape” é a velocidade inicial necessária para ir de um ponto em um campo potencial gravitacional para o infinito com uma velocidade residual zero, relativa ao campo. Da mesma forma, um objeto que parte do repouso no infinito e cai em direção à massa que o atrai irá, em sua trajetória (até atingir a superfície), mover-se a uma velocidade igual à velocidade de escape correspondente a sua posição. Em geral, o ponto inicial está na superfície de um planeta ou de uma lua. Na superfície da Terra, a velocidade de escape é cerca de 11,2 quilômetros por segundo, o equivalente a 40 320 km/h, cerca de 111 vezes mais rápido do que um carro de fórmula 1 em reta livre, ou cerca de 30 vezes mais rápido do que a velocidade do som a 25 °C. Entretanto, a 9 000 km de altitude é pouco menor que 7,1 km/s.

combustivel foguete

A velocidade de escape relativa à superfície de um corpo em rotação depende da direção em que o corpo que está escapando viaja. Por exemplo, como a velocidade de rotação da Terra é de 465 m/s para o leste no equador um foguete lançado tangencialmente do equador da Terra para o leste precisa de uma velocidade inicial de cerca de 10,735 km/s relativa à Terra para escapar enquanto um foguete lançado tangencialmente do equador para o oeste necessita de uma velocidade inicial de cerca de 11,665 km/s relativa à Terra. A velocidade superficial diminui com o cosseno da latitude geográfica, desta forma as estações de lançamento de foguetes são localizadas geralmente próximas do equador tanto quanto possível, como por exemplo o Cabo Canaveral americano na Flórida e o Centro Espacial da Guiana europeu, somente cinco graus do equador, na Guiana Francesa (ou o Centro de Lançamento de Alcântara brasileiro, situado a 2°22’54,70″S, bem mais perto da linha do equador).

De forma simplificada, todos os objetos na Terra têm a mesma velocidade de escape. Não importa se a massa é 1 kg ou 1 000 kg, a velocidade de escape é sempre a mesma. O que muda de um caso para outro é a quantidade de energia necessária para acelerar a massa até a velocidade de escape: a energia necessária para um objeto de massa m escapar do campo gravitacional da Terra é {\displaystyle GMm/r_{0}}GMm/r_0, uma função da massa do objeto (onde {\displaystyle {r_{0}}}{r_0} é o raio da Terra). Objetos mais massivos necessitam de mais energia para atingir a velocidade de escape.
A velocidade de escape é às vezes confundida com a velocidade com que um veículo autopropulsionado (como um foguete) deve atingir para deixar a órbita, entretanto este não é o caso. A velocidade de escape citada faz referência a velocidade que um objeto qualquer necessita para sair do efeito da gravidade na superfície do planeta. Porém, à medida que a altitude aumenta, essa velocidade diminui.

Um objeto autopropulsionado pode continuar se afastar do planeta em qualquer direção a uma velocidade menor que a velocidade de escape. Se a velocidade do objeto for abaixo da velocidade de escape para dada altura e a propulsão for removida, o objeto irá cair ou entrar em órbita. Se a velocidade for igual ou acima da velocidade de escape naquele ponto, ele terá energia suficiente para “escapar” do campo gravitacional, e não irá voltar para a superfície.
Devido à atmosfera, não é útil (e mesmo muito difícil) dar a um objeto próximo à superfície da Terra uma velocidade de 11,2 km/s, já que estas velocidades estão bem além dos regimes supersônicos para a maioria dos sistemas de propulsão e faria com que os objetos queimassem devido ao atrito com a atmosfera. Para uma órbita de escape real, uma nave é primeiro colocada em órbita baixa da Terra, e então acelerada até a velocidade de escape naquela altitude, que é um pouco menor, cerca de 10,9 km/s. A aceleração necessária, entretanto, geralmente é bem menor por que naquela órbita a nave já tem uma velocidade de 8 km/s.
Para deixar o planeta Terra é necessária uma velocidade de escape de 11,2 km/s, entretanto uma velocidade de 42,1 km/s é necessária para escapar da gravidade do Sol (e sair do sistema solar) na mesma posição.

14.293 – Ficção – Outra Vida Série


OV série
Série original Netflix, escrita por Aaron Martin (Being Erica), traz a história da astronauta Nick Breckenridge (Katee Sackhoff) – que precisa se reunir a uma equipe jovem para retornar ao espaço em busca de respostas sobre um artefato que pousou na Terra há seis meses e até então não realizou nenhum tipo de contato com os humanos.
A dramaturgia recheada de ficção científica e teorias conspiratórias possui um roteiro que a princípio convence o telespectador a continuar querendo saber o que mais vem por aí. Entretanto, com o passar dos primeiros episódios, fica evidente que a história não apresenta nada essencialmente novo e não se encaminha para lugar algum. É como se estivéssemos vendo o mesmo plot em que a protagonista e sua equipe se desentendem e encontram algum problema que pode acabar com a missão como um todo. É a mesma sequência de fatos repetidas por capítulos seguidos apenas mudando o motivo da briga e a situação.
A produção, por um tempo, irá prender sua atenção, contudo, ao longo do capítulos, a trama se torna cansativa, repetitiva, sendo os cliffhangers ao final de cada episódio o único motivo para alguém continuar assistindo. É um looping que somente finaliza ao final do décimo capítulo da primeira temporada, que também termina com um gancho numa tentativa frustrada de prender o espectador para a próxima etapa, se é que ainda terá uma.
Outro ponto prejudicial para a série de TV está na construção dos personagens, afinal, somente a protagonista e o holograma William (Samuel Anderson) possuem uma relação convincente, além de serem interessantes e transmitirem realismo devido a suas complexidades. Entretanto, o restante da equipe a bordo da nave é tipicamente boring, além de mostrarem somente camadas superficiais como se não existisse mais para ver deles, inclusive, é tão forte essa parte de não criarem empatia com o público que se torna difícil memorizar os nomes e saber quem é quem.
August Catawnee (Blu Hunt), Bernie Martinez (A.J. Rivera), Sasha Harrison (Jake Abel), Oliver Sokolov (Alex Ozerov), Javier Almanzar (Alexander Eling), entre outros, são todos parte deste pacote de personagens entediantes. Quanto ao marido de Nick, Erik Wallace (Justin Chatwin), cujo papel é fundamental nos avanços das descobertas na Terra, entra também no meio desses que não acrescentam muito nem em atuação, nem em construção do mesmo. Só para ter uma ideia, William, que é um holograma, tem mais química com a personagem de Katee e mais camadas que o mesmo.
No quesito técnico a produção não apresenta grandes transformações em direção, somente o básico que o telespectador já está acostumado a conferir em séries de ficção científica. A trilha sonora não acrescenta em nada, muito menos é marcante, e a arte trabalha com aquilo que o roteiro pede, nada muito surpreendente. Não vá esperando grandes transformações e diferenciais.
No geral, Outra Vida é uma série mediana, sem muito a acrescentar na vida do espectador e sustentada pela construção e atuação da protagonista e do holograma William. É uma história que te fará passar raiva depois de conferir dez episódios.

A Protagonista:
Kathryn Ann Sackhoff, mais conhecida como Katee Sackhoff (Portland, 8 de abril de 1980), é uma atriz norte-americana conhecida sobretudo por estrelar a série de televisão do Sci Fi Channel Battlestar Galactica, interpretando Kara “Starbuck” Thrace. Em 2004, ela foi indicada ao Saturn Award na categoria de melhor atriz coadjuvante em séries de televisão, por seu papel como Kara. Em maio de 2006, ela ganhou o Saturn Award pelo mesmo papel na série semanal.
Katee começou com pequenos papéis em filmes como Halloween: Resurrection e no programa de televisão The Education of Max Bickford, além de aparições especiais em diversas séries como E.R. e Cold Case. Katee Sackhoff também protagonizou papéis no filme de ação/ficção científica The Last Sentinel e no thriller psicológico White Noise 2: The Light.

outra vida

14.282 – Como são Formados os Cometas?


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Eles não passam de bolas de gelo que deixam atrás de si um rastro de poeira e gás, mas que fascinam quem os vê rasgando o céu. Para entendê-los melhor, vamos fazer um paralelo entre os cometas e seus primos cósmicos, os asteroides. Esses dois tipos de astros são feitos de restos de planetas que não se formaram. A diferença é que os asteroides, constituídos basicamente por pedras, são versões menores de planetas rochosos como Terra ou Marte. Já os cometas são feitos basicamente de gases e poeira, igual ao gigante Júpiter e outros planetas gasosos. Essa separação entre os corpos de rocha e os de gás aconteceu há 4,6 bilhões de anos, quando o sistema solar estava nascendo e os planetas ainda não existiam. Naquela época, o material que formaria os planetas estava confinado em um disco de gás e poeira que girava em volta de um Sol frio. Mas, logo que a estrela começou a emitir calor, o aumento brutal da temperatura arremessou bem longe da estrela os elementos mais leves do disco, como os gases que iriam se aglutinar para forjar os planetas gigantes e cometas. “Por isso, os cometas se formaram em dois cinturões: um nas cercanias da órbita de Plutão e outro mil vezes mais longe”, afirma o astrônomo Enos Picazzio, da USP. Os cometas podem estar distantes, mas alguns têm órbitas tão malucas que, durante parte de sua jornada pelo sistema, acabam passando bem perto do Sol. É aí que o show começa: o calor da estrela faz o gelo do cometa virar gás novamente, como na infância do sistema solar. Isso levanta as partículas de poeira impregnadas no cometa, formando o belo jato de pó que chamamos de cauda. Depois, quando o cometa se afasta do Sol, o frio faz ele voltar a ser uma insignificante bolinha de gelo.

Espetáculo do crescimento
Calor do Sol é essencial para gerar as caudas gigantescas desses astros
BASE DE SUSTENTAÇÃO
Chamada pelos astrônomos de coma, a gigantesca “atmosfera” que envolve o cerne do cometa é uma espécie de envelope gasoso feito de vapor d’água, amônia e dióxido de carbono. Com a ação do calor do Sol, essa base se expande a um diâmetro de quase 100 mil quilômetros, deixando a cabeça do astro maior do que Júpiter por alguns dias

RADICAIS LIVRES
A parte em azul do rabo do cometa é formada por uma pasta de elétrons e núcleos atômicos que se desprendem da coma do astro. Elas são arrancadas para longe do cometa com as interações magnéticas do vento solar — o fluxo constante de partículas que jorra do Sol

COMPANHEIROS HISTÓRICOS
Esse spray branco, criado pela pressão da luz do Sol, forma a parte principal do rabo do cometa. Composto majoritariamente por poeira e gases que ficavam impregnadas no gelo do núcleo, a cauda branca pode chegar a 100 milhões de quilômetros de extensão

NÚCLEO DURO
Uma pedra que representa apenas 0,00001% do tamanho do cometa fornece a matéria-prima para o rastro enorme que ele deixa no céu. Com diâmetro médio de apenas 10 quilômetros, ela é impregnada de poeira e gases. Quando a trajetória do astro se aproxima do Sol, o calor faz com que a pedra solte o pó e a fumaça que criam a famosa cauda do cometa

14.281 – Madrugada com Chuva, de Meteoros


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Causado pela poeira do cometa Thatcher (C/1861 G1), a anual chuva de meteoros Líridas poderá ser observada no céu no brasileiro na madrugada do dia 22 de abril (quarta-feira).
A experiência astronômica poderá ser observada de qualquer lugar do país, mas quem mora nas regiões Norte e Nordeste terá visão privilegiada. Será possível observar até 18 meteoros por hora cruzarem o céu. Quem mora na região Sul, apenas 7.
Apesar da chuva de meteoros ter começado no dia 14 de abril, ela ainda não registrou o seu pico de exposição. O melhor horário para acompanhar o evento ocorre exatamente no dia 22, por volta das 2h.
Segundo especialistas em astronomia, não será necessário nenhum equipamento especial para observar o fenômeno. É recomendado apenas estar em uma região com pouca poluição luminosa. Ou seja, o mais escuro possível.
A boa notícia é que neste ano a Lua vai dar uma ajudinha extra. A luminosidade do satélite natural da Terra estará mais baixa, uma vez que a Lua estará em sua fase nova.

14.262 – Colonização da Lua


lua colonização
Como vimos num artigo anterior

Para criar uma instalação sustentável de produção de ar respirável na Lua, a Agência Espacial Europeia (ESA) lançou seu protótipo de usina de oxigênio para começar a produzir o elemento a partir de pó lunar.
O protótipo atual deverá ser aperfeiçoado, cuja temperatura de operação deverá ser reduzida e o design diminuído para criar uma versão portátil do sistema que poderia um dia ser lançado na Lua.
Verificou-se que o regolito lunar (rocha lunar) é extremamente útil para planos de colonização humana, uma vez que o elemento é composto por 40 a 45% de oxigênio.
Extração de oxigênio
No protótipo, a extração de oxigênio é feita por eletrólise de sal fundido, onde as rochas lunares são colocadas em uma cesta de metal com sal de cloreto de cálcio que é aquecido a 950 graus Celsius. Nessa temperatura, o regolito permanece sólido e se transforma em ligas de metal utilizáveis.
Os pesquisadores agora também estão explorando possíveis usos futuros para essas ligas metálicas, inclusive em impressoras 3D lunares para construir peças para bases lunares ou potencialmente até mesmo para naves espaciais.
O projeto da NASA de colonizar Marte até 2030 poderia ser muito facilitado se, antes, fosse estabelecida uma colônia na Lua, que serviria como base funcional para explorações no Planeta Vermelho. A única coisa que impede, no entanto, é o orçamento limitado da NASA para implementá-lo.

Mas, segundo afirmou o astrobiólogo Chris McKay em artigo publicado na revista Popular Science, em 2022 e com US$ 10 bilhões – mais barato do que um único porta-aviões dos Estados Unidos – a Terra já poderia criar uma pequena colônia na Lua.

“A grande vantagem é que as novas tecnologias, algumas até nem tem a ver com o espaço – como carros autônomos e banheiros de reciclagem de resíduos – serão incrivelmente úteis no espaço e estão reduzindo o custo de uma base lunar”, declarou.

McKay reforça que, além disso, uma mistura de tecnologias e parcerias, incluindo o uso de edifícios e materiais impressos em 3D, o transporte usando foguetes da SpaceX e modificações nos habitats infláveis ​​fabricados pela Bigelow Aerospace, tornariam o processo mais eficiente do que programas governamentais caros.
Local propício
Ainda de acordo com o astrobiólogo, uma estação pioneira poderia ser construída na borda externa das crateras polares do norte da Lua – que recebem luz solar praticamente durante todo o ano – permitindo assim, que equipamentos movidos a energia solar tenham energia suficiente para funcionar.
Na Lua também seria possível alimentar robôs autônomos que poderiam escavar o solo a procura de gelo afim de obter água, que seria usada por astronautas e até mesmo ser processada para produzir o combustível do foguete.

14.261 – História da Astronomia – Programa Luna


moon
(também conhecido como Lunik) Foi a designação de uma série de missões espaciais não-tripuladas enviadas à Lua pela União Soviética entre 1959 e 1976. Quinze naves foram bem sucedidas, cada uma projetada como um orbitador ou aterrissador, e realizaram muitas conquistas na exploração do espaço.

Executaram também muitas experiências, estudando a composição química, a gravidade, a temperatura e a radiação da Lua. Vinte e quatro naves espaciais foram designadas de Luna, embora mais fossem lançadas. Aquelas que falhavam no lançamento, ou não alcançaram a órbita da Lua por qualquer motivo, não eram reconhecidos publicamente naquele tempo, e a elas não eram atribuídos números da série “Luna” de missões.

Outra realização importante do programa Luna foi a habilidade de coletar amostras do solo lunar e de retorná-las à terra, em 1970.

As missões Apollo, entretanto, retornaram muito mais solo da lua. O programa soviético retornou 326 gramas de amostras lunares quando o programa da NASA retornou aproximadamente 480 quilogramas, algumas selecionadas no local por um geólogo. Entretanto, a exploração robótica é a moda atual da pesquisa do sistema solar. As primeiras missões do programa Luna, foram as primeiras missões avançadas desse tipo.
Luna 1
Lançada em 2 de janeiro de 1959
Passou a 6.000 km da Lua e transformou-se na primeira nave espacial a cair na órbita em torno do Sol.
Luna 2
Lançada em 12 de setembro de 1959
Transformando-se no primeiro objeto sintético a alcançar a Lua a 29,10ºN-0,00º em 14 de setembro de 1959.
Luna 3
Lançada em 4 de outubro de 1959
Fez em 10 de outubro de 1959 as primeiras fotografias do lado oculto da Lua, que não pode ser visto da Terra.
Luna 4
Lançada em 2 de abril de 1963
Passou a 8.500 km da Lua e entrou em órbita solar.
Luna 5
Lançada em 9 de maio de 1965
Destruiu-se com impacto na superfície lunar a 31ºS-8ºE.
Luna 6
Lançada em 8 de junho de 1965
Passou a 161.000 km da Lua e entrou em órbita solar.
Luna 7
Lançada em 4 de outubro de 1965
Destruiu-se com impacto na superfície lunar a 9ºN-40ºW.
Luna 8
Lançada em 3 de dezembro de 1965
Destruiu-se com impacto na superfície lunar a 9,1ºN-63,3ºW.
Luna 9
Lançada em 31 de janeiro de 1966
Aterrissou com sucesso em 3 de fevereiro a 7,08ºN-64,4ºW e enviou fotografias.
Luna 10
Lançada em 31 de março de 1966
Transformou-se o primeiro satélite artificial da lua. Orbitou numa distancia de 350 km. Manteve contato durante 460 órbitas em 2 meses.
Luna 11
Lançada em 24 de agosto de 1966
Distancia mínima da Lua 159 km. Transmitiu até 1 de outubro de 1966.
Luna 12
Lançada em 22 de outubro de 1966
Transmitiu até 19 de janeiro de 1967.
Luna 13
Lançada em 21 de dezembro de 1966
Aterrissou em 24 de dezembro de 1966 a 18,87ºN-62ºW. Estudou o solo e transmitiu até 27 de dezembro de 1966.
Luna 14
Lançada em 7 de abril de 1968
Satélite lunar. Orbitou a uma distancia mínima de 160 km.
Luna 15
Lançada em 13 de julho de 1969
Destruiu-se com impacto na superfície lunar 17ºN-60ºE em 21 de julho de 1969. Foi lançada na mesma que a Apollo 11.
Luna 16
Lançada em 12 de setembro de 1970
Aterrissou a 0,68ºS-56,30ºE em 20 de setembro de 1970. Regressou a Terra em 24 de setembro com 101g de basalto lunar.
Luna 17
Lançada em 10 de novembro de 1970
Aterrissou em 17 de novembro de 1970 transportando o Lunokhod 1 a 38,28ºN-35ºW.
Luna 18
Lançada em 2 de setembro de 1971
Destruiu-se com impacto na superfície lunar a 3,57ºN-50,50ºE.
Luna 19
Lançada em 28 de setembro de 1971
Realizou 4.000 órbitas antes de perder o contato.
Luna 20
Lançada em 14 de fevereiro de 1972
Aterrissou em 21 de fevereiro de 1972 a 3,57ºN-56,50ºE. Retornou a Terra com 30g de amostras do solo lunar em 25 de fevereiro de 1972.
Luna 21
Lançada em 8 de janeiro de 1973
Aterrissou em 16 de janeiro de 1973 a 25,85ºN-30,45ºE transportando o Lunokhod 2.
Luna 22
Lançada em 2 de junho de 1974
Transmitiu até 6 de novembro de 1975.
Luna 23
Lançada em 28 de outubro de 1974
Aterrissou no Mare Crisium. Fracassou em recolher amostras. Transmitiu até 9 de novembro de 1975.
Imagens obtidas em 2012 pela sonda Lunar Reconnaissance Orbiter, revelaram que a Luna-23 tombou, ficando de lado e não conseguindo assim finalizar a sua missão[1].
Luna 24
Lançada em 14 de agosto de 1976
Aterrissou em 18 de agosto de 1976 a 12,25ºN-62,20ºE, 2.3 km de distância da Luna 23. Escavou até 2 metros e regressou a Terra em 22 de agosto de 1976 com 170g de amostras do solo lunar.

14.232 – Gravidade não segura o ar ao redor da Lua


LUA
Dá para criar atmosfera artificial na Lua?
R: Não, a menos que fosse instalada uma gigantesca cúpula em volta dela. A gravidade lunar, seis vezes menor que a da Terra, não consegue prender os gases. “Todos os planetas ou satélites tendem a perder sua atmosfera aos poucos”, explica um astrônomo, do Instituto Astronômico e Geofísico da Universidade de São Paulo. O hidrogênio não se segura nem por aqui. Como é muito leve, acaba vazando para o espaço. A Terra está livre do perigo de ficar sem ar porque as plantas repõem os gases fujões.
Mas a gravidade não é o único problema. Nossa atmosfera se formou durante bilhões de anos, num processo que começou com erupções vulcânicas que trouxeram gases do interior do planeta. “Situação parecida só aconteceria na Lua com uma reação química em enorme escala, que fosse capaz de derreter as rochas subterrâneas”, imagina Damineli. Várias usinas nucleares enterradas no satélite até poderiam gerar a energia necessária para tal tarefa. Só que ninguém pensa em fazer isso. Ao menos por enquanto.

Liberdade total
Sem nada que a prenda, a atmosfera escapa.
Na Terra, os gases precisam ultrapassar a velocidade de 11 quilômetros por segundo para vencer a gravidade. Só os mais leves, como o hidrogênio, conseguem se mover tão rápido. O oxigênio (O2) e o gás carbônico (CO2) ficam presos.

Na Lua, a velocidade necessária para fugir da gravidade é muito pequena – cerca de 2 quilômetros por segundo. Por isso, qualquer gás que fosse colocado lá se perderia no espaço.

14.230 – Objeto misterioso de outra galáxia está enviando sinais a cada 16 dias


Vida-no-espaço-Vida-no-vácuo
Rajadas rápidas de rádio (FRB, da sigla em inglês) são um dos fenômenos mais misteriosos da astrofísica. São emissões de radiação na forma de ondas eletromagnéticas que carregam muita energia, vindas de algum lugar do espaço profundo. Os pulsos duram milissegundos – bem menos que um piscar de olhos –, e por isso são tão difíceis de estudar.
Para piorar, as FRBs são totalmente aleatórias. Quando conseguimos encontrar alguma, astrônomos se aventuram em teorizar sobre suas origens, mas dificilmente conseguem identificar com certeza. Na verdade, de mais de cem FRBs identificadas na história, só cinco tiveram seus pontos de origem definidos. E em nenhum dos casos o culpado exato pela emissão foi identificado com precisão.
Agora, um novo elemento apareceu para complicar ainda mais essa história: pela primeira vez, cientistas encontraram um sinal de rádio que não é aleatório, mas que obedece um ciclo temporal definido.

A emissão foi batizada como FRB 180916.J0158+65. Ela foi identificada pela primeira vez pelo radiotelescópio canadense CHIME, em 2016, e aparentemente segue um padrão de 16,35 dias. Por quatro dias, o sinal é identificado algumas vezes. Depois, ele desaparece por 12 dias. Volta a surgir nos quatro dias seguintes, e assim por diante.
Foi o que descobriu a equipe de astrônomos do estudo, que analisou os sinais por mais de um ano, entre setembro de 2018 e novembro de 2019. A pesquisa foi publicada no servidor online arXiv.org.A descoberta é única: a maioria das rajadas rápidas de rádio aparecem apenas uma vez e nunca mais se repetem. Dessa forma, estudá-las e encontrar seus locais de origem é bastante difícil. Algumas vezes, esses fenômenos até aparecem mais de uma vez – mas nunca com um intervalo definido. Nesses casos, os astrônomos até consegue mapear suas rotas e encontrar a galáxia em que elas se originaram.

Os pesquisadores ainda não sabem exatamente o porquê deste novo ciclo observado, mas dá para teorizar. E, pelo menos, não estamos totalmente no escuro: a FRB 180916.J0158+65 é um dos únicos cinco sinais que de fato conseguimos encontrar a origem, já que ela havia se repetido várias vezes após sua primeira identificação. A rajada surgiu uma galáxia espiral há 500 milhões de anos-luz da Terra – a menor distância entre todos os locais de origem de FRBs já identificados. Mais: sabemos que essa região é conhecida por ser um local de intensa formação estelar, e isso ajuda a explicar o mistério.
A periodicidade em si não é uma característica incomum no espaço. Objetos cósmicos como buraco-negros, estrelas e planetas obedecem padrões temporais em seus movimentos, por exemplo. Como as FRBs envolvem quantidades enormes de energia, é provável que elas surjam a partir de eventos extremos envolvendo buracos-negros ou estrelas.
Considerando que o local de origem do novo sinal é uma região de intensa atividade estelar, é possível que um objeto orbitando um buraco-negro seja o responsável pela emissão. Os 16,35 dias podem ser seu período orbital, por exemplo, no qual somente em quatro deles a sua posição permita que identifiquemos as rajadas de radiação. Outra possibilidade, postulada por um estudo separado, é que o sinal venha de uma estrela de nêutrons (que são remanescentes de enormes estrelas defuntas), em um sistema binário com outra estrela, muito maior que ela.
E hipóteses de todos os tipos também já foram levantadas, envolvendo inúmeros objetos e eventos do vasto catálogo cósmico, como magnetares (estrelas de nêutrons com altos valores de campo magnético), blitzars (hipotéticas colisões entre estrelas de nêutrons e buracos negros), colisões entre buracos-negros, entre outros.
Mas a verdade é que ainda não sabemos com certeza. E, nesse caso, uma outra hipótese bastante interessante encontra lugar para emergir, inclusive entre alguns cientistas: poderia a periodicidade das emissões ser fruto de atividade alienígena inteligente?
Seria algo extremamente animador para amantes de teoria da conspiração, mas a resposta é quase certamente não. Rajadas rápidas de rádio como as identificadas liberam dezenas de milhares de vezes mais energia que nosso Sol. É mais provável, então, se tratar de um fenômeno cósmico mesmo.

14.217 – Historia da Astronomia


astronomia
Quem já teve a oportunidade de olhar para o céu bem escuro fora das cidades deve ter visto uma faixa iluminada no céu. Essa faixa deu origem ao nome Via Láctea, que vem do latim e quer dizer “caminho leitoso”, segundo os antigos romanos. Ela mostra a nossa galáxia sob o nosso ponto de vista, já que estamos dentro dela.
Mas custou muito para entendermos que nós mesmos estávamos dentro de uma galáxia. Há alguns séculos, já observávamos objetos bem peculiares que apresentavam um aspecto “de nuvem” e por isso as galáxias eram chamadas de nebulosas.
Em 1864, o astrônomo inglês William Huggins decompôs a luz da “nebulosa de Andrômeda” (que é visível a olho nu) e descobriu que ela continha estrelas. Em 1920, aconteceu um grande debate histórico entre dois astrônomos, Heber Curtis e Harlow Shapley, para tentar resolver a questão: estávamos nós mesmos dentro de uma dessas “nebulosas”? No final, quem ganhou o debate foi Shapley, mas com a ideia errada. E só em 1924 o astrônomo Edwin Hubble resolveu o assunto ao medir a distância de estrelas em Andrômeda. Foi ele também que começou a chamar as nebulosas de galáxias.
Nossa galáxia é classificada pelos astrônomos como uma galáxia espiral. As espirais possuem três regiões bem distintas: um disco onde estrelas, poeira e gás estão distribuídos em faixas chamadas braços, um “caroço” central denominado bojo e um envoltório chamado halo. O disco da Via Láctea tem diâmetro de 100 mil anos-luz e é povoado por estrelas, planetas, poeira e gás. São os braços do disco que formam o “caminho leitoso” que observamos em um céu bem escuro.
O Sol habita um dos braços da Via Láctea e está a 28 mil anos–luz do Centro Galáctico. O Sol e todo o Sistema Solar giram em torno desse centro e levam 220 milhões de anos para dar uma volta completa. No interior do caroço central da galáxia há um buraco negro gigante, com milhões de vezes a massa do Sol, que, vira e mexe, engole estrelas e gás. Estamos acompanhando esses eventos com telescópios gigantes no Chile e no Havaí.

14.216 – A Sonda Solar Orbiter


solar orbiter
Lançada pela NASA e ESA

O objetivo do aparelho é fotografar os polos sul e norte do Sol pela primeira vez, o que promete complementar nosso conhecimento sobre a estrela do Sistema Solar.
Segundo os astrônomos, a cada 11 anos a atividade solar tem seu pico, o que resulta em explosões que lançam matéria pelo espaço. Além disso, nesse intervalo de tempo os polos magnéticos do Sol de invertem: o norte vira o sul e o sul vira o norte.
A Sonda Parker, lançada em 2018, trouxe informações únicas para nós. Mas o foco dessa missão é explorar a corona do Sol, que é a parte mais externa da estrela. Já a Solar Orbiter também irá estudar essa parte do astro, mas com outro intuito.
“Com o Solar Orbiter focando diretamente nos polos, poderemos ver as enormes estruturas de buracos coronais”, disse Nicola Fox, diretor da Nasa, em comunicado. “É daí que todo o vento solar rápido vem. Será realmente uma visão completamente diferente.”
Para proteger os instrumentos sensíveis da espaçonave do calor escaldante do Sol, os engenheiros criaram um escudo térmico com um revestimento preto externo feito de carvão de osso queimado semelhante ao usado nas pinturas rupestres pré-históricas. O escudo térmico tem 40 centímetros de espessura e é feito de uma folha de titânio para resistir à radiação.
De acordo com os especialistas, o aparato deve se aproximar da nossa estrela até 2021 e enviar as primeiras informações em 2022. “Nosso entendimento do Sol irá mudar dramaticamente. Posso dizer que estamos vivendo em um momento revolucionário nessa área”, comentou Teresa Neves-Chinchilla, uma das pesquisadoras, em vídeo.
Lançamento da Sonda
O lançamento ocorreu em 10 de fevereiro de 2020, às 04:03 UTC, em um foguete United Launch Alliance Atlas V 411 do Space Launch Complex 41 em Cape Canaveral.
A bordo estão dez instrumentos científicos, totalizando 209 quilos de carga útil, para uma missão de mais de 1,5 mil milhões de dólares. Depois de passar pelas órbitas de Vénus e Mercúrio, o satélite, cuja velocidade máxima será de 245.000 km/h, poderá aproximar-se até 42 milhões de km do Sol, ou seja, menos de um terço da distância que o separa da Terra. A sonda é protegida por uma blindagem térmica, pois as temperaturas a que será exposta atingirão 600°C.
A sonda espacial e seus instrumentos, incluindo seu conjunto solar de 18 m, foram projetados para sobreviver a temperaturas escaldantes de até 500 ° C e suportar um cerco constante por partículas do vento solar com carga excepcional por pelo menos sete anos.
SWA – Solar Wind Plasma Analyzer (Reino Unido): consiste em um conjunto de sensores que medem as propriedades de massa de íons e elétrons (incluindo densidade, velocidade e temperatura) do vento solar, caracterizando o vento solar entre 0,28 e 1,4 UA do sol. Além de determinar as propriedades do volume do vento, o SWA fornecerá medições da composição de íons de vento solar para elementos-chave (por exemplo, o grupo C, N, O e Fe, Si ou Mg).
PHI – Polarimetric and Helioseismic Imager (Alemanha): Para fornecer medições em alta resolução e em disco completo do campo magnético do vetor fotográfico e velocidade da linha de visão (LOS), bem como a intensidade contínua na faixa visível do comprimento de onda. Os mapas de velocidade do LOS terão precisão e estabilidade para permitir investigações heliossísmicas detalhadas do interior solar, em particular da zona de convecção solar, medições de alta resolução e disco completo do campo magnético fotográfico.
EUI – Extreme Ultraviolet Imager (Bélgica): Para fornecer seqüências de imagens das camadas atmosféricas solares acima da fotosfera, fornecendo assim um elo indispensável entre a superfície solar e a coroa externa que molda as características do meio interplanetário. Além disso, forneça as primeiras imagens UV do Sol desde um ponto de vista fora da eclíptica (até 34 ° de latitude solar durante a fase prolongada da missão)
METIS – Coronagraph (Itália): Imaginar simultaneamente a emissão visível, ultravioleta e extrema ultravioleta da coroa solar e diagnosticar, com cobertura temporal e resolução espacial sem precedentes, a estrutura e dinâmica da coroa completa na faixa de 1,4 a 3,0 (de 1,7 a 4,1) raios solares do centro do sol, no periélio mínimo (máximo) durante a missão nominal. Esta é uma região que é crucial na ligação dos fenômenos atmosféricos solares à sua evolução na heliosfera interna.
SoloHI – Gerador heliosférico de orbital solar (Estados Unidos): Para visualizar tanto o fluxo quase constante quanto os distúrbios transitórios no vento solar sobre um amplo campo de visão, observando a luz solar visível dispersa pelos elétrons do vento solar. Ele fornecerá medidas únicas para identificar as ejeções de massa coronal (CMEs). (NRL fornecido).

14.206 – Astronomia – Betelgeuse, O Início do Fim


Os astrônomos já confirmaram: uma das constelações mais famosas do nosso céu noturno – Órion, o caçador – cedo ou tarde perderá seu ombro direito. Isso vai acontecer porque sua segunda estrela mais brilhante, Betelgeuse, está morrendo. Mas ela definitivamente não terá uma morte serena, muito pelo contrário. Como uma boa supergigante vermelha (ela é 20 vezes mais massiva, 890 vezes maior e emite 125 mil vezes mais energia que nosso sol!), seu último suspiro promete ter desdobramentos cataclísmicos, resultando naquilo que a ciência considera um dos eventos mais violentos e extremos da natureza – uma supernova.
Quando isso acontecer, Betelgeuse vai deixar de ser uma das estrelas mais brilhantes da noite terrestre para virar um objeto muito, mas muito maior. Seu tamanho e brilho podem se tornar equivalentes aos da lua cheia, e ela será facilmente visível até durante o dia por alguns meses ou anos. Depois disso, desaparecerá por completo. Mas quando isso vai acontecer? Nem os astrônomos sabem ao certo.
As estimativas variam de cem mil até um milhão de anos, sendo que o primeiro cenário é o mais provável. Mas a verdade é que ainda sabemos pouco sobre Betelgeuse, até mesmo a distância da estrela continua sendo alvo de debates. Um estudo recente trouxe evidências de que ela está a 650 anos-luz da Terra – isso é longe o bastante para garantir que, quando vier a supernova, não correremos nenhum tipo de risco. Mesmo que para nós cem mil anos possa parecer muito tempo, em uma perspectiva cósmica isso é um piscar de olhos. E levando em conta o tanto que ainda não conhecemos sobre este sol distante, dá até pra nutrir uma (minúscula) esperança de que ele exploda hoje à noite!
De um jeito parecido com algumas pessoas aqui na Terra, as supergigantes vermelhas vivem rápido e morrem jovens: Betelgeuse está agonizando com “meros” 8,5 milhões de anos, enquanto o Sol existe há 4,5 bilhões de anos e deve viver até o dobro disso. Ainda comparando as duas estrelas, se Betelgeuse estivesse no centro de nosso sistema solar, a Terra e todos os planetas rochosos seriam engolidos, e seu diâmetro se estenderia até as proximidades de Júpiter.

No estágio atual, a gigante provavelmente já exauriu todo o hidrogênio de seu núcleo, principal combustível que acaba transformado em hélio. Agora, o hélio está sendo convertido em carbono, processo que libera uma imensa quantidade de energia e provoca grande perda de massa. Daqui a provavelmente cem mil anos, quando o hélio se esgotar, as coisas começam a ficar mais turbulentas – elementos cada vez mais pesados serão fundidos em um espaço cada vez mais curto de tempo. A morte chega junto com a fusão do silício em ferro, que rouba a energia que a estrela precisa para se sustentar.

O núcleo entra em colapso, esquenta ridiculamente e – CABUM! Explode em uma magnífica supernova. É o fim de Betelgeuse. Octilhões de toneladas de matéria serão lançadas no espaço interestelar junto de uma onda de choque que viajará a cerca de 13 quilômetros por segundo e vai demorar 6 milhões de anos para nos acertar. A bolha de partículas do Sol que protege todo o sistema que ele rege, chamada de heliosfera, deve nos proteger do impacto – nós estaremos seguros. De hoje até lá, inclusive, a Via Láctea provavelmente terá sido palco de umas mil supernovas – a média galáctica é de mais ou menos uma explosão por século, e a última foi observada pelo astrônomo Johannes Kepler em 1604. Considerando o “atraso”, é possível que uma supernova ilumine nossa galáxia a qualquer momento!
De um jeito parecido com algumas pessoas aqui na Terra, as supergigantes vermelhas vivem rápido e morrem jovens: Betelgeuse está agonizando com “meros” 8,5 milhões de anos, enquanto o Sol existe há 4,5 bilhões de anos e deve viver até o dobro disso. Ainda comparando as duas estrelas, se Betelgeuse estivesse no centro de nosso sistema solar, a Terra e todos os planetas rochosos seriam engolidos, e seu diâmetro se estenderia até as proximidades de Júpiter.

No estágio atual, a gigante provavelmente já exauriu todo o hidrogênio de seu núcleo, principal combustível que acaba transformado em hélio. Agora, o hélio está sendo convertido em carbono, processo que libera uma imensa quantidade de energia e provoca grande perda de massa. Daqui a provavelmente cem mil anos, quando o hélio se esgotar, as coisas começam a ficar mais turbulentas – elementos cada vez mais pesados serão fundidos em um espaço cada vez mais curto de tempo. A morte chega junto com a fusão do silício em ferro, que rouba a energia que a estrela precisa para se sustentar.

O núcleo entra em colapso, esquenta ridiculamente e – CABUM! Explode em uma magnífica supernova. É o fim de Betelgeuse. Octilhões de toneladas de matéria serão lançadas no espaço interestelar junto de uma onda de choque que viajará a cerca de 13 quilômetros por segundo e vai demorar 6 milhões de anos para nos acertar. A bolha de partículas do Sol que protege todo o sistema que ele rege, chamada de heliosfera, deve nos proteger do impacto – nós estaremos seguros. De hoje até lá, inclusive, a Via Láctea provavelmente terá sido palco de umas mil supernovas – a média galáctica é de mais ou menos uma explosão por século, e a última foi observada pelo astrônomo Johannes Kepler em 1604. Considerando o “atraso”, é possível que uma supernova ilumine nossa galáxia a qualquer momento!

14.205 – Mais Sobre o Cinturão de Asteroides


gaspra
É como se fosse uma estrada elíptica formada por bilhões de asteroides em volta de um corpo celeste com densidade suficiente para segurá-los nessa órbita.
Os asteroides são corpos celestes rochosos e metálicos que orbitam o sol e podem ser encontrados em várias regiões do sistema solar, mas a maioria se encontra entre a órbita de Marte e de Júpiter na região conhecida como Cinturão de Asteroides.
Os asteroides diferem dos planetas porque são menores e, atualmente, segundo a nova definição estipulada pelo IAU (International Astronomic Union), só são considerados planetas os corpos celestes que, além de outras características, têm a órbita livre, ou seja, não possuem outros corpos celestes na mesma órbita (o que no caso de um cinturão com bilhões de asteroides não ocorre).
O cinturão de asteroides se formou, provavelmente da colisão de diversos corpos maiores que, ao colidir, se partiram em diversos pedaços menores ainda na época de formação do sistema solar e continuam colidindo entre si enquanto permanecem no cinturão. Ou ainda, segundo uma outra teoria, teriam se originado do material que sobrou da formação dos outros planetas.
Asteroide “Gaspra 951”, localizado no cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter.
Alguns asteroides podem escapar do cinturão quando atraídos pela gravidade de algum planeta, ou mesmo pela gravidade do sol, se sua órbita sofrer algum tipo de perturbação. Neste caso, ele pode chegar a colidir com este planeta, ou com o sol, ou então ficar em órbita deste, como um satélite.
Esta é a origem, por exemplo, de algumas luas que orbitam Júpiter visto que ele está mais perto do cinturão de asteroides e tem uma força gravitacional muito grande.

14.204 – A Nuvem de Oort


nuvem de oort
É uma grande concentração de cometas que se acredita existirem no limite do sistema solar, a uma distância aproximada de 100.000 UA (UA significa unidade astronômica e corresponde a 149.598.000 Km ou a distância média entre a Terra e o Sol). Estatisticamente calcula-se que existam entre um e cem bilhões de cometas.
Sua existência foi inicialmente postulada, em 1932, pelo astrônomo, nascido na Estônia, chamado Ernst Öpik, que propôs que os cometas irregulares provinham de uma extensa nuvem de material nas fronteiras do Sistema Solar.
Em 1950, esta idéia foi retomada pelo astrônomo holandês Jan Oort para explicar a persistência dos cometas. Oort foi capaz de estudar a órbita de 19 cometas e pesquisar de onde vinham. A nuvem de Oort explica elegantemente um antigo aparente paradoxo. Se os cometas são destruídos quando se aproximam do Sol, já deveriam ter sido totalmente destruídos durante a história do Sistema Solar. A nuvem de Oort proporciona uma fonte contínua de material cometário que substitui os cometas destruídos.
O efeito gravitacional das estrelas próximas desvia os cometas de suas órbitas e os envia em direção ao Sol, onde se tornam visíveis.
As teorias mais aceitas sobre a formação do Sistema Solar consideram que os cometas se formaram muito mais proximamente ao Sol como parte do mesmo processo que formou os planetas e os asteroides. Os cometas na nuvem de Oort seriam ejetados, nesta etapa primitiva, dada a proximidade com planetas gigantes em formação, especialmente o jovem Júpiter. Tal proximidade expulsou gravitacionalmente estes corpos em órbitas extremadamente elípticas e de grande inclinação explicando, portanto, a distribuição esférica dos cometas. Com o passar do tempo, a interação gravitacional dos cometas e das estrelas longínquas contribuiu para circularizar suas órbitas. A partir desta teoria, estima-se que a massa total dos cometas na nuvem de Oort pôde ter sido, em sua origem, 40 vezes a massa da Terra.
Os objetos da nuvem de Oort são tão longínquos que, até agora, só foi descoberto um possível candidato a fazer parte dela, seu nome é 2003 VB12 (Sedna), descoberto em março de 2004 por astrônomos de Caltech e da Universidade de Yale. Sedna possui uma órbita elíptica de 76 a 850 UA, muito mais próxima do que se esperava, fato que poderia torná-lo um membro de uma nuvem interna de Oort.

14.203 – Os Satélites do Sistema Solar


luas sistema solar
Os planetas e os planetas anões oficiais do Sistema Solar são, até onde se sabe, orbitados por 214 satélites naturais ou luas. 19 satélites do Sistema Solar são grandes o suficiente para serem arredondados devido ao efeito de sua gravidade e, portanto, seriam considerados planetas ou planetas anões se estivessem em órbita direta ao redor do Sol.
Terra – 1 Lua
Marte – 2 Fobos, Deimos
Júpiter – 79 = Principais IO, Europa, Ganimedes e Calisto. Os satélites irregulares de Júpiter são substancialmente menores do que os satélites regulares, possuindo órbitas mais distantes e excêntricas. Estes satélites formam famílias que possuem parâmetros orbitais similares (tais como eixo semi-maior, inclinação e excentricidade) e composição. Acredita-se que estes grupos sejam, ao menos parcialmente, famílias dinâmicas que foram criados quando os corpos maiores (embora ainda relativamente pequenos) originais foram despedaçados em pedaços menores via impactos de asteroides capturados pelo campo gravitacional do planeta. Estas famílias possuem os nomes de seus maiores membros.
Saturno – 82 Principais = Mimas, Encelado, Tétis, Dione, Reia, Titã, Japeto. O sistema de satélites de Saturno é muito desequilibrado: uma lua, Titã, compreende mais de 96% da massa em órbita ao redor do planeta. As outras seis luas planômicas (elipsoidais) constituem aproximadamente 4% da massa, e as restantes 55 pequenas luas, juntamente com os anéis, compreendem apenas 0,04%.
Urano – 27 – Principais = Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia, Oberon. O sistema de satélites uraniano é o menos massivo entre o dos gigantes gasosos; a massa combinada dos cinco maiores satélite equivale a menos da metade da massa de Tritão (a sétima maior lua do Sistema Solar).
Netuno – 14 Principais = Tritão, Nereida, Halimede, Sao, Laomedeia, Psámata, Neso. Satélites de Netuno recebem nomes de personagens da mitologia grega ou romana associados com o oceano ou com Netuno (Poseidon). Tritão recebeu o nome do deus marinho Tritão, filho de Poseidon. Ele não recebeu um nome oficial até o século XX.
Planetas Anões
Ceres – 0
Plutão – 5 Caronte, Cérbero, Nix, Hidra, Estige. Plutão e Caronte são considerados um planeta duplo porque Plutão e Caronte (que tem metade do diâmetro de Plutão) orbitam um ponto que está acima da superfície de Plutão, ou seja, o baricentro do sistema está em um ponto entre as superfícies de ambos.
Quando descoberto, Hidra era um pouco mais brilhante que Nix, e por isso pensava-se que Hidra era 20% maior que a outra lua, mas outras observações revelaram que as duas luas são praticamente do mesmo tamanho. É provável que a mudança no brilho se deva à curva de luz de Hidra, mas não se sabe se isso acontece devido à forma irregular ou a variações no brilho da superfície (albedo). O diâmetro dos objetos pode ser estimado a partir de seus albedos assumidos, que é de 35% assim como Caronte, mas as luas podem ter 130 km se elas tiverem o albedo 4% dos objetos do cinturão de Kuiper mais escuros. No entanto, dadas sua cor e similaridades química a Caronte, é provável que seus albedos sejam similares ao de Caronte e que seus diâmetros sejam próximos às estimativas mínimas.
Haumea – 2 Namaka, Hiʻiaka. Os satélites de Haumea parecem ser um sistema colisional (derivados de um grande impacto em Haumea). Aparentemente, o planeta está composto quase totalmente de rocha e conta com uma superfície de gelo; acredita-se que a maior parte do manto gelado originário se desprendeu com o impacto. Portanto, poderiam existir um grande quantidade de satélites menores que Namaka, os quais se encontrariam embaixo da capacidade de detecção terrestre atual. Hiʻiaka parece ser composto de água congelada.
Makemake – 1= S/2015. Atualmente, a órbita de S/2015 (136472) 1 ao redor de Makemake ainda não é conhecida com precisão, os pesquisadores vão necessitar de novas observações do Hubble para fazer medições precisas, a fim de determinar se sua órbita é elíptica ou circular, o que também deve lançar uma luz sobre sua origem. Uma órbita circular apertada significaria que o objeto provavelmente se formou a a partir de uma colisão entre Makemake e um outro objeto do cinturão de Kuiper.
Eris – 1 = Disnomia é o satélite natural de Éris. O nome significa “desordem” em grego (no original, Δυσνομία dysnomia), uma referência à entidade mitológica que, segundo Hesíodo, era filha de Éris, a Discórdia.

14.202 – Astronomia – O Observatório Nacional


obsv nacional
Trata-se de uma instituição científica localizada no número 77 da rua General José Cristino, no bairro imperial de São Cristóvão, na cidade do Rio de Janeiro, no estado do Rio de Janeiro, no Brasil.
Criado em 1827. A sua finalidade inicial foi a de orientar os estudos geográficos do território brasileiro e o ensino da navegação. Em nossos dias, desenvolve pesquisas, ensino e prestação de serviços tecnológicos, sendo responsável pela geração, distribuição e conservação da Hora Legal Brasileira e por diversas pesquisas e estudos em astronomia, astrofísica e geofísica. Oferece cursos de pós-graduação com mestrado e doutorado nessas áreas. Criou, entre outros institutos, a meteorologia (1909), o Laboratório Nacional de Astrofísica (1980), anteriormente Observatório Astrofísico Brasileiro e o Museu de Astronomia e Ciências Afins (1985).
A observação astronómica no Brasil remonta à época colonial. De acordo com o padre Serafim Leite, os jesuítas instalaram um observatório em seu colégio no Rio de Janeiro, no morro do Castelo em 1730. No mesmo local, em 1780, os astrônomos portugueses Sanches d’Orta e Oliveira Barbosa montaram um observatório e passaram a realizar observações regulares de astronomia, meteorologia e magnetismo terrestre. Com a transferência da corte portuguesa para o Brasil em 1808, o acervo desse observatório foi transferido para a Academia Real Militar.
No começo do século findo esta cidade do Rio de Janeiro, com o influxo da Independência, havia tomado um grande desenvolvimento comercial e seu porto era um dos mais frequentados por numerosas embarcações, cujos capitães tinham necessidade de conhecer a declinação magnética, assim como a hora média, e a longitude, para regular seus cronômetros, a fim de poder empreender com segurança a viagem de retorno ou de continuá-la ao redor do mundo. Habitualmente as operações astronômicas necessárias à obtenção daqueles dados eram efetuadas com maior ou menor facilidade por processos aproximados, pelos comandantes de navios ou pelo oficial encarregado da navegação. Mas, muitos desses elementos poderiam ser obtidos com mais exatidão e facilidade por profissionais, providos de instrumentos instalados em um Observatório, e capazes, pela sua instrução especial e guiados pela experiência, de obtê-las com maior exatidão e segurança. Da mesma maneira, havia necessidade de conhecer os elementos geográficos de pontos do território, para construir a indispensável carta.
— H. Morize in Observatório Astronômico: um século de história 1827-1927
Em 27 de setembro de 1827, a Assembleia Geral Legislativa do Império, autorizou o governo a criar um Observatório Astronômico no âmbito do Ministério do Império e, em 15 de outubro de 1827, o imperador dom Pedro I decretou a sua criação. Ele foi instalado no torreão da Escola Militar, tendo sido dirigido, inicialmente, pelo professor de matemática Pedro de Alcântara Bellegarde.
Em 1845, o então Ministro da Guerra, Jerônimo Francisco Coelho, reorganizou a instituição como Imperial Observatório do Rio de Janeiro, quando assumiu, no cargo de diretor, o professor Soulier de Sauve, da Escola Militar, que o transferiu para a Fortaleza da Conceição e, em 1846, teve o seu primeiro Regulamento aprovado por decreto.
Entre 1846 e 1850, o diretor Soulier transferiu novamente o Observatório, dessa vez para as antigas instalações de uma igreja no Morro do Castelo, onde permaneceu até 1920. Após o falecimento de Soulier em 1850, o tenente-coronel engenheiro Antônio Manoel de Mello, também professor da Escola Militar, foi nomeado diretor, permanecendo no cargo até 1865, quando foi substituído pelo capitão-tenente Antônio Joaquim Cruvelo d’Avila. Nesse mesmo ano, o Observatório passou a ser subordinado da Escola Central, que foi desmembrada da Escola Militar, permanecendo nessa condição até 1871, quando foi criada a Comissão Administrativa do Imperial Observatório do Rio de Janeiro. Foi nomeado, para a direção, o cientista francês Emmanuel Liais, permanecendo em sua direção por dois períodos de gestão, de janeiro a julho de 1871 e de 1874 a 1881. Entre 1871 e 1874, Camilo Maria Ferreira Armond, Visconde de Prados, esteve à frente da direção.
Entre 1827 a 1871, o Observatório quase exclusivamente foi voltado à instrução de alunos das escolas militares de terra e mar. No ano de 1871, foi retirado da égide militar e reorganizado para dedicar-se com exclusividade à pesquisa e prestação de serviços à sociedade nos campos da meteorologia, astronomia, geofísica e na medição do tempo e na determinação da hora.
O engenheiro militar e astrônomo belga Luís Cruls sucedeu Liais em 1881, permanecendo no cargo até 1908. Em 1888, o Parlamento aprovou uma verba para iniciar a construção do novo Observatório na Fazenda Imperial de Santa Cruz, mas, no ano seguinte à proclamação da República do Brasil, o Observatório voltou a ser subordinado ao Ministério da Guerra e teve sua denominação alterada para Observatório do Rio de Janeiro, tendo, como anexo, o Serviço Geográfico. Foi, então, abandonada a ideia da sua mudança para Santa Cruz. Após o falecimento de Cruls, em 1908, o astrônomo Henrique Charles Morize assumiu a direção.
Em 1909, através do decreto 7.672, de 18 de novembro, foi criado, no Ministério da Agricultura, a Diretoria de Meteorologia e Astronomia, à qual ficou subordinado o Observatório Nacional, e foi extinto o Observatório do Rio de Janeiro.
Em 28 de setembro de 1913, foi assinada a ata de lançamento da pedra fundamental do novo Observatório Nacional, no morro de São Januário, no Rio de Janeiro.
Em 1915, foi implantado o Observatório Magnético de Vassouras, no Rio de Janeiro, até hoje integrado à estrutura do ON.
Em 1921, a Diretoria de Meteorologia teve, separadas, as duas áreas que a compunham, dando origem a dois institutos: um dedicado à meteorologia, denominado Diretoria de Meteorologia, e outro à astronomia, geofísica e metrologia, que conservou o nome de Observatório Nacional. Nesse ano, recebeu a visita de Albert Einstein, durante sua estada no Brasil.
Em 1922, o ON foi transferido do Morro do Castelo, atual Esplanada do Castelo, para o Morro de São Januário, em São Cristóvão, onde atualmente ainda se encontra instalado. Foi o final de uma demanda iniciada por Liais, cinquenta anos antes, por instalações adequadas para o Observatório.
Em 1930, o Observatório Nacional passou a integrar o recém criado Ministério da Educação e Cultura (MEC).
Em 1955, o ON ampliou sua atuação de pesquisa em magnetismo terrestre com o funcionamento um observatório na ilha de Tatuoca, na foz do Rio Amazonas.
Em 1972, a Financiadora de Estudos e Projetos (FINEP) aprovou um projeto de instalação de um observatório astrofísico a ser instalado em Brasópolis, em Minas Gerais. Em 22 de abril de 1980, já se encontrava instalado e iniciando operações um refletor cassegrain-coudé, de 1,60 metros (diâmetro do espelho principal).[4] Em fevereiro de 1981, o doutor Luiz Muniz Barreto, diretor do ON, inaugurou as instalações com o nome de “Observatório Astrofísico Brasileiro” (OAB). Em 13 de março de 1985, o OAB foi desmembrado do ON, dando origem ao atual Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA).
Em 2003, foram inauguradas, no campus do ON, as novas instalações do Serviço da Hora, no Prédio Carlos Lacombe. Em maio de 2004, o ON deu início a um outro serviço, o Carimbo do Tempo.
Ao longo do século XX, o ON foi a instituição pioneira no Brasil nos seguintes campos do conhecimento e pesquisa:
Execução continuada de pesquisas astronômicas,
Levantamentos geofísicos do território nacional, além das primeiras medidas sismológicas do país e
Geração, manutenção e disseminação da Hora Legal Brasileira, definida em lei (Lei 2 784, de 18 de junho de 1913, regulamentada pelo Decreto 10 546, de 5 de novembro de 1913).
Em 1982, o CNPq criou o Projeto de Memória de Astronomia e de Ciências Afins, a fim de preservar a história da astronomia, geofísica, meteorologia, metrologia, física e química, que, no Brasil, tiveram, como instituto pioneiro, o ON. Em 1985, esse projeto deu lugar à criação do Museu de Astronomia e Ciências Afins (MAST), sem vinculação com o Observatório mas ocupando suas instalações originais, no Morro de São Januário. Com o museu, está a guarda de todo o acervo histórico do ON, incluindo lunetas, cúpulas e centenas de instrumentos. Esse acervo foi tombado pelo Instituto do Patrimônio Histórico e Artístico Nacional (IPHAN) e pelo Instituto Estadual do Patrimônio Cultural (INEPAC), sendo alvo de cuidados especiais para sua preservação.
O Observatório Nacional teve participação no cenário científico mundial com trabalhos que contribuíram para o conhecimento nas áreas de sua atuação. Entre esses trabalhos alguns se destacam como o da determinação da paralaxe solar, durante a passagem do planeta Vênus pelo disco do Sol, na Estação da Ilha de São Thomás, nas Antilhas, em 1882.
O Observatório Nacional, no século XIX, auxiliou no estabelecimento e demarcação de parte das fronteiras brasileiras e na expedição chefiada por Cruls realizada ao Brasil Central que, entre 1892 e 1896, serviu para a escolha do local aonde seria construída, anos mais tarde, a nova capital: Brasília.
Em 1919, coordenou a expedição inglesa, também com a participação americana, que documentou o eclipse total do Sol, em Sobral (Ceará). Fenômeno também observado na Ilha do Príncipe, que veio a comprovar a teoria da Relatividade de Einstein, ao se constatar o desvio sofrido pela luz das estrelas no fundo do céu, causado pelo forte campo gravitacional provocado pela massa do Sol.
As pesquisas atuais na área de geofísica dão ênfase na integração de vários métodos para o estudos geológicos do território brasileiro, se concentrando nas áreas classificadas como:
Geofísica da Terra Sólida,
Geofísica da Exploração e
Geofísica Aplicada.
As atividades técnico-científicas relacionadas à Geofísica são caracterizadas pela aquisição sistemática de dados geofísicos nos observatórios de Vassouras (RJ) e Tatuoca (foz do Rio Amazonas), contando também com o apoio das estações da Rede Geomagnética Brasileira, da Rede Gravimétrica Fundamental Brasileira e da Estação Sismológica do Rio de Janeiro.
Essas medidas regulares do campo geomagnético, realizadas rotineiramente nas 110 estações da Rede Geomagnética e nos Observatórios, propiciam subsídios para a pesquisa básica no estudo da morfologia do campo geomagnético no Brasil e sua evolução temporal, servindo de apoio as áreas aplicadas tais como: a prospecção de minerais, água subterrânea e de petróleo; navegação; pesquisas espaciais, em especial a pesquisa sobre o eletrojato equatorial e anomalia magnética do Atlântico Sul.
A Rede Gravimétrica Fundamental Brasileira é composta por 520 pontos de medição distribuídos no país, servindo de base aos estudos do geoide, base fundamental da cartografia e prospecção mineral.
O ON possui um Programa de Pós-Graduação, credenciado pelo Conselho Federal de Educação, para a formação de Mestres e Doutores nas áreas de astronomia, astrofísica e geofísica. Atualmente, conta com mais de 170 dissertações/teses defendidas.
Em 1996, foi iniciado o Ciclo de Cursos Especiais com o objetivo de trazer aspectos atuais de diferentes áreas de astronomia e astrofísica, complementar a formação de alunos de pós-graduação e oferecer, aos recém-doutores e pesquisadores, oportunidade para atualizarem seus conhecimentos e interagirem com os convidados.
O Observatório Nacional organiza, desde 1997, o curso anual de Astronomia no Verão e Cursos de Atualização em astronomia e astrofísica, voltado para professores e estudantes de segundo grau e pessoas interessadas em conhecer o atual estágio das pesquisas observacionais e teóricas que estão sendo desenvolvidas em astronomia. Realiza também, anualmente, uma Escola de Verão em Astronomia e Geofísica para alunos de graduação e graduados nas áreas de ciências exatas e da terra.
Desde 2003, o curso a distância em astronomia e astrofísica, em nível de divulgação científica, é oferecido anualmente pela Divisão de Atividades Educacionais (DAED) do Observatório Nacional (ON). O seu principal objetivo é socializar o conhecimento científico através da Internet – veículo eletrônico que hoje é usado por grande parte da população. Este recurso permitiu que fosse alcançado todo o território nacional. Uma das grandes vantagens do curso a distância é permitir, a cada participante, definir o seu ritmo de estudo, avaliando o seu tempo disponível e programando, assim, a sua dedicação ao curso a qualquer hora. O conteúdo pode ser estudado diretamente no site do Observatório Nacional (online) ou ser copiado e estudado offline.
A proposta dos cursos promovidos pelo Observatório Nacional é possibilitar o acesso à informação científica correta, aproximar a sociedade de uma instituição de pesquisa e capacitar professores da rede de ensino, vetor fundamental para multiplicar o conhecimento adquirido.
Já foram ministrados cursos de astrofísica geral, astrofísica do Sistema Solar, evolução estelar e cosmologia, com mais de 42 000 alunos participantes.
A Biblioteca do Observatório Nacional, que iniciou a sua história em uma pequena parte da Escola Militar em 1826, possui um acervo especializado de aproximadamente 18 000 livros, 400 títulos de periódicos, teses e obras de referência nas áreas de astronomia, geofísica e ciências afins que auxiliam estudantes e pesquisadores nos seus estudos.

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