sábado, 25 de outubro de 2014

Gelo enterrado

A Cratera Berlioz, em contraste com a Kadinsky ou Prokofiev, localizadas em latitudes mais altas, é muito quente mesmo com seu assoalho na sombra permanente para ter gelo de água na superfície. Contudo, as temperaturas logo abaixo da superfície são suficientemente frias para que o gelo de água seja estável. A imagem aqui fornece uma visão na cratera que suspeita-se abriga gelo de água soterrado. A imagem superior mostra uma visão da Cratera Berlioz, com a região que abriga o material brilhante de radar (amarelo) e com as regiões em sombra permanente (vermelho) identificadas. A imagem intermediária foi adquirida poucos horas depois da imagem superior, usando uma exposição mais longa do filtro de banda larga da câmera WAC, e estirada para revelar os detalhes dentro da cratera sombreada. Uma região mais escura distinta é vista no assoalho da cratera, que corresponde bem com o material brilhante de radar e com as regiões sombreadas (imagem inferior). O material mais escuro de baixa refletância é postulado como sendo composto de material congelado, rico em matéria orgânica e volátil que se forma através de um processo de deposição. Essa imagem foi adquirida como parte da campanha de imageamento do instrumento MDIS dentro de regiões que estão em sombra permanente em cratera polares que abrigam gelo. Imageando essas regiões com o filtro limpo de banda larga da câmera WAC, que tem uma largura de banda de 600 nanômetros e é usada para calibração de imagens das estrelas, tem o potencial para revelar detalhes das superfície escondidas nas sombras que são fracamente iluminadas pela luz do Sol dispersada. Uma grande variedade de tempos de exposição e de condições de visualização são empregados para maximizar a oportunidade para resolver as feições superficiais de áreas que estão permanentemente nas sombras.

Créditos: MESSENGER

Terá a lua Mimas um oceano interno sob sua crosta de gelo?

Um novo estudo focado no interior da lua congelada Mimas (Saturno), sugere que a sua superfície repleta de crateras esconde uma de duas possibilidades intrigantes: ou o núcleo congelado de Mimas possui um formato similar a uma bola de futebol americano ou esta pequena lua abriga um oceano subsuperficial com água no estado líquido. Os astrônomos usaram numerosas imagens de Mimas, capturadas pela espaçonave da NASA Cassini, para determinar o quanto esta lua oscila ao longo de sua órbita em volta de Saturno. A seguir, os cientistas avaliaram diversos possíveis modelos para representar o seu interior, encontrando duas possibilidades que concordam com seus dados. Radwan Tajeddine, associado de pesquisa da Cassini e da Universidade de Cornell, em Ithaca, Nova Iorque, autor principal do estudo, afirmou: Os dados sugerem que algo não está certo, podemos dizer, dentro de Mimas. A quantidade de oscilação que medimos é duas vezes superior ao que estava previsto. Conforme Tajeddine, qualquer uma das duas possibilidades aventadas para o interior de Mimas seria interessante, considerando que a aparência exterior repleta de crateras nesta lua não indica qualquer coisa incomum sob sua superfície. Tendo em vista que Mimas se formou há mais de quatro bilhões de anos, os cientistas esperam que o seu núcleo já tenha relaxado para uma forma aproximadamente esférica. Por isso, se o núcleo de Mimas tiver uma forma oblonga, provavelmente tal representa um registro específico da formação desta lua, congelado no tempo. Se Mimas possui um oceano, esta lua irá se juntar a um seleto clube de “mundos oceânicos” hoje composto de três luas de Júpiter (Ganimedes, Europa e Calisto) e duas outras luas de Saturno (Enceladus e Titã). A descoberta de um oceano global em Mimas seria surpreendente, comentou Tajeddine, uma vez que a superfície de Mimas não exibe sinais de atividade geológica. Assim como a maioria das luas no Sistema Solar, incluindo a nossa, Mimas mostra essencialmente sempre a mesma face ao seu planeta. Isso quer dizer que Mimas está em rotação sincrônica 1:1 em sua órbita em torno de Saturno. Tal como a nossa Lua, Mimas demora o mesmo tempo para girar completamente sobre o seu eixo que demora a orbitar Saturno. A órbita de Mimas está esticada muito ligeiramente, formando uma elipse ao invés de um círculo perfeito. Este desvio faz com que o ponto na superfície de Mimas orientado para Saturno varie de posição durante uma órbita. Um hipotético observador situado em Saturno veria Mimas oscilar ligeiramente durante a sua órbita, fazendo com que pequenas quantidades de terreno no limbo [a fronteira em o lado visível a partir de Saturno e a face oculta] se tornassem visíveis. Este efeito é chamado libração e também acontece na nossa Lua. Observar a libração de Mimas pode fornecer informações úteis sobre o que está acontecendo dentro dessa lua. Neste caso, está nos dizendo que esta pequena lua cheia de crateras pode ser mais complexa do que pensávamos. Os modelos desenvolvidos por Tajeddine e os coautores franceses e belgas sugerem que, se Mimas está escondendo de fato um oceano de água no estado líquido, este reside entre 24 e 31 km abaixo da superfície. Com 415,6 × 393,4 × 381,2 km de diâmetro, estima-se que Mimas é pouco massiva [(3,7493±0,0031)×1019 kg] para ter retido aquecimento interno remanescente da sua formação. Assim, estima-se que alguma outra fonte de energia tem sido necessária para manter um oceano subsuperficial. Os cientistas notam que existem evidências de que a órbita atual e alongada de Mimas pode ter sido mais esticada no passado e que pode eventualmente ter criado aquecimento por maré suficiente para produzir um oceano interno. Embora encontrar um oceano subsuperficial em Mimas possa ser considerado surpreendente, os autores descobriram que o modelo interior que consideraram para um núcleo oblongo daria a esta lua uma forma ligeiramente diferente do que é observada. Eles sugerem que outros modelos podem ser desenvolvidos para explicar a libração observada de Mimas e que são necessárias novas medições pela Cassini para ajudar a determinar qual dos modelos propostos é possivelmente o mais correto.

Créditos: Eternos Aprendizes

Vendo na escuridão e identificando gelo de água na cratera Kandinsky em Mercúrio

A Cratera Kandinsky está localizada perto do pólo norte de Mercúrio e mostra evidências de que ela abriga gelo de água. O assoalho da Cratera Kandinsky está permanentemente na sombra e nunca recebe diretamente a luz do Sol, mantendo-a numa temperatura muito baixa. Contudo, usando a luz do Sol que é dispersada pelas paredes da cratera e o filtro limpo de banda larga da câmera WAC, o instrumento MDIS foi capaz de capturar essa imagem que revela os detalhes da superfície escondida nas sombras. A imagem de banda larga da câmera WAC é mostrada do lado esquerdo, delimitada em amarelo e sobreposta sobre o mosaico polar também obtido pelo instrumento MDIS. A visão na direita mostra a mesma imagem mas com o brilho e com o contraste estourado para mostrar os detalhes do assoalho da cratera que fica na sombra permanente. Essa imagem foi adquirida como parte da campanha do instrumento MDIS que tem como objetivo imagear as regiões que ficam permanentemente nas sombras nas crateras polares congeladas de Mercúrio. Imageando esses locais com o filtro limpo de banda larga do MDIS, que tem uma largura de banda de 600 nanômetros e que é usado para calibrar imagens das estrelas, tem o potencial de revelar detalhes das superfície escondidas nas sombras que são fracamente iluminadas pela luz do Sol dispersada. Uma variedade de tempos de exposição e de condições de imageamento são empregados para maximizar a oportunidade para resolver as feições superficiais das áreas permanentemente escondidas nas sombras.

Créditos: Cienctec

sexta-feira, 24 de outubro de 2014

Exoplanetas em WASP-94 A e B: Júpiteres quentes primos em um sistema binário

O consórcio WASP (Wide Angle Search for Planets) apresentou uma descoberta interessante: dois exoplanetas da classe Júpiter, cada um orbitando sua estrela mãe em um sistema estelar binário. Ambos os exoplanetas são “Júpiteres quentes”, uma categoria de corpos bastante suscetíveis de serem descobertos tanto através do método de trânsito com também pela técnica de velocidade radial. O consórcio WASP utiliza dois observatórios robóticos, um em La Palma (Ilhas Canárias) e o outro na África do Sul. O programa WASP tem um consistente acervo de descobertas, tendo encontrado mais de 100 exoplanetas desde 2006. Os exoplanetas encontrados orbitando as estrelas WASP-94A e WASP-94B, como todos os candidatos do WASP, foram confirmados pela técnica de velocidade radial através da colaboração com o Observatório de Genebra. Ambas as estrelas do sistema binário WASP 94 residem a 600 anos luz na direção da constelação do Microscópio (Microscopium). Neste caso especifico, o time do WASP-Sul (África do Sul) observou obscurecimentos na luz emanada pela estrela WASP-94A, uma marca da possível presença de um Júpiter-quente. A descoberta do segundo exoplaneta em WASP-94B ocorreu logo após quando a equipe de Genebra trabalhava na confirmação o primeiro exoplaneta. Marion Neveu-VanMalle (Genebra), autora líder do artigo científico exclamou: Nós observamos a outra estrela [do par binário] por acidente e então encontramos um exoplaneta por lá, também! Essa descoberta é importante por causa do nosso sistema vizinho mais próximo, o par binário Alfa Centauri A e B, onde têm sido largamente caçados possíveis exoplanetas na zona habitável, orbitando cada uma dessas estrelas, as quais ficam relativamente próximas entre si. No entanto, WASP-94A e WASP-94B representam um cenário diferente, pois a separação entre estas estrelas é da ordem de 2.700 UAs (unidades astronômicas, a distância entre a Terra e o Sol). O artigo explora três outros sistemas binários com pares de exoplanetas: HD20782/HD20781 é parecido com WASP 94 em termos de distância entre suas estrelas pares. HD20782 hospeda um exoplaneta tipo Júpiter e HD20781 contém dois exoplanetas similares a Netuno. Kepler-132 é um Sistema interessante que abriga 3 super-terras, com uma separação angular pequena demais para que saibamos qual das duas estrelas estes exoplanetas estão orbitando. Cientistas estimam que os dois exoplanetas de menor períodos não podem orbitar a mesma estrela. Finalmente o Sistema XO-2, também um binário com grande separação entre suas estrelas, hospeda um Júpiter quente enquanto a outra estrela abriga dois gigantes gasosos, um tipo Júpiter e outro com a massa de Saturno. Podemos aprender coisas interessantes sobre a formação de Júpiteres quentes ao analisar WASP-94. Exoplanetas deste tipo deveriam se formar bem longe da sua estrela mãe para permitir que os gelos se agreguem na zona de neve. Depois de algum tempo estes exoplanetas são forçados, talvez por interações com outra estrela ou exoplaneta a se aproximar da estrela mãe. O artigo descreve: A descoberta de dois Júpiteres quentes, um em volta de cada estrela, sugere que o mesmo processo de formação se deu e as condições favoráveis similares provocaram a migração destes exoplanetas. As interações entre duas estrelas em um par binário são problemáticas dada a grande distância entre elas, mas tal pode ajudar-nos a testar nossas teorias: Mesmo que neste estágio ainda não possamos provar nada, há teorias dinâmicas recentes relevantes para este sistema. Moeckel & Veras (2012) descreveram interações nas quais um planeta orbitando um componente de um par binário pode ‘pular’ de uma estrela para outra. Se ambos os planetas gigantes se formaram em volta da mesma estrela, a interação planeta x planeta poderia ter ocorrido. Tal poderia ter empurrado um dos planetas para próximo de sua estrela e ejetado o segundo. Assim, o segundo planeta pode ter sido capturado pela estrela companheira. Como ainda não sabemos a excentricidade do Sistema estelar, podemos considerar o mecanismo descrito por Li, no qual um Sistema coplanar pode acarretar em excentricidades muito altas para o planeta. Nós também podemos considerar o Sistema WASP-94 valioso em outros campos de estudo. Como a maioria dos planetas detectados pelo programa WASP, estes dois exoplanetas orbitam duas estrelas (WASP-94A e WASP-94B ) que são relativamente brilhantes. Em contraste, a maioria das estrelas de Kepler são tênues. O artigo da Keele University “Keele astronomers find ‘cousin’ planets around twin stars” cita a sugestão de Coel Hellier sobre a possibilidade de estudos atmosféricos através da espectroscopia, onde a atmosfera do exoplaneta em trânsito pode ser analisada enquanto se move para dentro e para fora do disco estelar durante o trânsito em frente a estrela hospedeira.

Créditos: Eternos Aprendizes