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Vida em Vênus? O que representa a descoberta de fosfina no planeta vizinho?

Algumas hipóteses científicas apontam que há bilhões de anos, Vênus tinha clima e atmosfera semelhantes aos encontrados hoje na Terra, e é muito possível que tenha abrigado vida. Mas de lá pra cá, muita coisa aconteceu no nosso Sistema Solar e o planeta se tornou inóspito. Gases de efeito estufa subiram a temperatura média da superfície para mais de 400ºC destruindo qualquer forma de vida que lá pudessem ser encontradas. Desde a formulação dessas hipóteses, cientistas continuaram a investigar a superfície e a atmosfera de Vênus, porém, o planeta deixou de ser o foco na procura de vida extraterrestre. Porém, este cenário está prestes a mudar.

Representação artística de como Vênus foi no passado. Imagem: NASA.

Há pouco menos de um mês, cientistas da Sociedade Astronômica Real do Reino Unido anunciaram a descoberta de moléculas de fosfina na atmosfera de Vênus. O estudo, publicado na revista científica Nature, logo virou manchete no mundo todo pois essa molécula poderia indicar um sinal de vida no planeta vizinho. Embora o estudo seja muito importante e revolucionário, é impossível afirmar com precisão se existe ou não vida em Vênus. Então, no texto de hoje vamos falar um pouco sobre essa descoberta e entender porque ela pode ou não significar a presença de vida em Vênus.

Representação artística da fosfina na atmosfera de Vênus. Imagem: ESO / M. Kornmesser / L. Calçada & NASA / JPL / Caltech.

O que é a fosfina?

Representação artística da molécula de fosfina composta por um átomo de fósforo e três átomos de hidrogênio. Imagem: ESO / M. Kornmesser / L. Calçada & NASA / JPL / Caltech.

A fosfina (PH3) é uma molécula composta por um átomo de fósforo e três átomos de hidrogênio. É um gás altamente tóxico, incolor e com cheiro de alho ou peixe podre. Ela também é extremamente inflamável e explosiva, podendo apresentar ignição espontânea em contato com o ar. Quando inalada (maior via de contaminação para a fosfina), a ela afeta principalmente os sistemas cardiovascular e respiratório, causando desde a irritação da mucosa do nariz até alterações cardíacas graves e edema pulmonar.

E qual a relação da fosfina com a vida?

No planeta Terra, a fosfina é frequentemente associada à vida porque é encontrada em bactérias anaeróbias (que vivem em ambientes onde não há oxigênio) como no intestino de humanos e outros animais, no fundo de alguns lagos, e em esgotos e pântanos.

A fosfina também pode ser produzida a partir da atividade geológica, como o vulcanismo. Outra fonte dessa molécula é a produção industrial. O gás é amplamente utilizado no controle de pragas e na indústria eletrônica. A fumigação (um tipo de controle de pragas através do tratamento químico realizado com compostos químicos ou formulações pesticidas) com fosfina é uma técnica comum usada para combater pragas em sementes e grãos armazenados. Outro uso comum dessa molécula é na fabricação de semicondutores.

Como a fosfina foi identificada?

Em uma coletiva de imprensa transmitida pela internet, a astrobióloga da Universidade de Cardiff, no Reino Unido, Jane Greaves, principal autora do estudo, contou que começou este projeto de pesquisa em 2016. Ela queria investigar bioassinaturas (traços de vida, definidos por substâncias na atmosfera, lagos ou oceanos) de fosfina na atmosfera de Vênus, em nuvens que ficam 50km acima da superfície. A autora comentou que embora sejam muito ácidas, essas nuvens altas possuem temperaturas mais amenas, cerca de 20ºC, e poderiam constituir em um possível abrigo para vida extraterrestre.
Para confirmar sua hipótese, Greaves obteve primeiro indício da presença de fosfina na atmosfera em Vênus em 2018 com o telescópio James Clerk Maxwell, localizado a mais de 4 mil metros de altura sobre um vulcão no Havaí. Esse telescópio é um radiotelescópio, instrumento capaz de captar as ondas emitidas por compostos químicos em outras atmosferas à medida que giram ao redor de um planeta. O tamanho da onda captada permite identificar os compostos observados. Em 2018, porém, a detecção da fosfina não foi conclusiva.

Telescópio James Clerk Maxwell no Havaí. Imagem: William Montgomerie.

Empolgada, porém cautelosa, Greaves quis checar a descoberta e entrou em contato com a colega Clara Sousa-Silva, pesquisadora do Instituto Tecnológico de Massachusetts, nos EUA, cuja carreira é focada na caracterização da fosfina. Dessa vez, os testes foram realizados em um radiotelescópio muito mais potente, o ALMA, localizado no deserto do Atacama, no Chile. O sinal obtido foi muito mais claro e o telescópio mostrou que de fato o padrão observado pelo James Clerk Maxwell em 2018 indicava a presença da molécula vindo das nuvens de Vênus.

Antenas do telescópio ALMA no deserto do Atacama, no Chile. Imagem: ESO.

Os pesquisadores não pararam por aí. Para interpretar os dados coletados, eles utilizaram um modelo da atmosfera venusiana, desenvolvido por Hideo Sagawa, da Universidade Kyoto Sangyo. A partir desse modelo, eles puderam concluir que a fosfina está presente na atmosfera de Vênus de maneira pouco concentrada. Porém, embora a concentração seja baixa, ela ainda é muito maior do que a produzida pela vida na Terra.

A equipe ainda foi além e decidiu modelar como a fosfina produzida por meio de atividades geológicas, como o vulcanismo, poderia se acumular nas nuvens do planeta. Em todos os cenários obtidos, a quantidade da molécula equivaleria a apenas uma pequena porcentagem do total observado pelo ALMA.

Na tentativa de entender como a fosfina poderia ter ido parar nas nuvens de Vênus, a pesquisadora Clara Souza-Silva fez um apelo à comunidade científica “Agora, astrônomos pensarão em todas as maneiras para justificar a produção não biológica da fosfina. Por favor, façam isso, porque estamos no fim de nossas possibilidades de mostrar processos abióticos que podem produzi-la”.

Os autores do estudo publicado na revista Nature em setembro foram cautelosos e insistiram que não podem afirmar com certeza que atmosfera de Vênus abriga vida, e pediram que outras equipes investiguem a descoberta para que encontrem novas explicações, ou acabem confirmando a hipótese. Uma forma rápida de confirmar a presença de vida no planeta seria enviando sondas à Vênus, coletando material e retornando-o para Terra, porém isso é algo que ainda não está no calendário das agências espaciais, ao menos por enquanto.

Representação artística de Vênus com moléculas de fosfina em sua atmosfera. Imagem: Danielle Futselaar.

Outros estudos estão sendo feitos e apontam que não há fosfina em Vênus. Isso é verdade?

A ciência tem alguns mecanismos muito interessantes que buscam constantemente aprimorar os conhecimentos científicos produzidos. Um deles é a existência de uma comunidade científica. Isso acontece porque vários grupos pesquisam coisas similares separadamente. Então um grupo pode sempre contestar os resultados de outro grupo, realizar mais observações e experimentações e chegar a uma conclusão diferente. Essa constante investigação de temas similares por diferentes grupos faz que, com o tempo, os conhecimentos científicos sejam aperfeiçoados, a fim de melhor representarem a realidade. Essas mudanças no conhecimento científico podem ser feita ao longo de séculos, ou em questão de semanas. Tudo depende do conhecimento que está em debate. 

Com a descoberta da fosfina em Vênus a situação não foi diferente. Após da divulgação do estudo de Greaves em setembro deste ano, pelo menos 4 outros estudos já foram divulgados afirmando a não existência da molécula na atmosfera venusiana. Um deles utilizou dados antigos sobre a atmosfera do planeta e não encontrou fosfina. Dois se basearam nos mesmos dados obtidos por Greaves e colaboradores e também não encontraram a molécula. Um último estudo publicado há algumas semanas indica falhas na coleta e análise de dados pelo grupo de Greaves.

Então existe ou não fosfina em Vênus? As evidências apresentadas por esses estudos são bastante convincentes, porém é preciso um pouco de cautela na hora de bater o martelo e afirmar se existe ou não fosfina na atmosfera de Vênus. O desejável agora, é que mais grupos se envolvam na busca pela molécula e publiquem seus resultados para confirmar ou não a presença do gás no planeta vizinho. E quando isso acontecer, voltaremos aqui e debateremos o tema.

Se o estudo inicial estiver correto, a descoberta de fosfina significa vida em Vênus ou não?

A resposta mais simples é: não! A descoberta da fosfina não significa necessariamente que exista vida em Vênus. Alguns dos cientistas que participaram deste estudo publicaram um trabalho anterior, no qual afirmavam que a presença de fosfina em um planeta rochoso como Vênus só poderia ser atribuída à presença de vida no planeta. No estudo mais recente, porém, os autores avisam com cautela que essa detecção de fosfina “não é uma prova sólida de vida, só de química anômala que não podemos explicar”.

O que isso significa? A explicação mais plausível é que possam existir outros processos geológicos em Vênus que expliquem a existência da fosfina e que os cientistas até o presente momento não consideraram.

De qualquer forma, essa descoberta é revolucionária e merece ser investigada mais a fundo. Próximas pesquisas podem envolver estudos mais aprofundados de processos abióticos que possam geral fosfina e também possíveis missões de retorno de amostras. E, se algum dia a hipótese de vida for confirmada, uma nova série de perguntas tentando entender de onde e como essa vida teria se originado certamente serão necessárias.

Fontes:

https://www.nature.com/articles/s41550-020-1174-4

https://ras.ac.uk/news-and-press/news/hints-life-venus

https://astronomy.com/news/2020/09/astronomers-spy-phosphine-on-venus-a-potential-sign-of-life

https://www.abc.net.au/news/2020-09-15/is-there-life-on-venus-what-the-discovery-of-phosphine-means/12664504

http://astrobiology.com/2020/09/phosphine-detected-in-the-atmosphere-of-venus—an-indicator-of-possible-life.html

https://brasil.elpais.com/ciencia/2020-09-14/cientistas-encontram-possiveis-indicios-de-vida-em-venus.html

https://www.em.com.br/app/noticia/ciencia/2020/09/15/interna_ciencia,1185546/o-que-representa-a-descoberta-de-fosfina-em-venus.shtml

https://www.bbc.com/portuguese/geral-54159996

https://canaltech.com.br/espaco/vida-em-venus-pesquisadores-encontram-bioassinatura-na-atmosfera-do-planeta-171494/

https://canaltech.com.br/espaco/vulcoes-em-venus-podem-explicar-origem-da-fosfina-cientistas-acreditam-que-sim-172488/

http://www.bameq.portalcoficssma.com.br/Pdf/CFCProdutos/485

https://www.bbc.com/portuguese/geral-54185816

https://canaltech.com.br/espaco/astronomos-refutam-descoberta-de-fosfina-em-venus-sem-evidencias-estatisticas-173934/

https://arxiv.org/abs/2010.07817

https://arxiv.org/abs/2010.09761

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Sirenes Cósmicas: das Ondas Gravitacionais à Expansão do Universo

Figura: Representação artística de dois buracos negros que estão bem próximos de colidir. Créditos: Mark Myers, ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav).

Colisões Cósmicas e as Ondas Gravitacionais

Uns dos eventos cósmicos mais espetaculares que podem estar ocorrendo neste exato momento são colisões de estrelas de nêutrons e de buracos negros! Mas peraí, que bichos são esses? Estrelas de nêutrons são as menores e mais densas estrelas conhecidas. Buracos negros são regiões no espaço-tempo onde o campo gravitacional é tão forte que nem mesmo a luz consegue passar. Tanto as estrelas de nêutrons quanto os buracos negros são resultado da “morte” de estrelas massivas, e diga-se de passagem, uma morte fabulosa dada por uma explosão de supernova. Buracos negros também podem ser produzidos de outras formas (confira este post para saber mais sobre esses boladões). Sem falar que eles levaram o Prêmio Nobel de Física deste ano.  

Agora que sabemos o que são esses bichos, imagine que de vez em quando, calha desses objetos estarem tão próximos uns dos outros que eles começam a interagir gravitacionalmente, com um atraindo ou outro, numa espécie de baile cósmico que vai terminar numa grande colisão e fusão destes objetos (veja figura acima). E não acaba por aí! Como resultado dessa colisão são emitidas as chamadas ondas gravitacionais, que nada mais são do que ondulações no próprio tecido do espaço-tempo (veja animação abaixo) e previstas pelo físico alemão Albert Einstein em 1916. Esse fenômeno é muito similar ao efeito que vemos ao jogar uma pedrinha num lago calmo e onde vemos as ondinhas se formando em sua superfície. 

Figura: Representação artística da colisão e fusão de dois buracos negros e a propagação das ondas gravitacionais geradas pelo evento. Créditos: LIGO/T. Pyle.

Da mesma forma que uma onda sonora, as ondas gravitacionais possuem uma frequência (altura: grave/agudo) e uma amplitude (volume: alto/baixo), e essas propriedades guardam a informação das massas dos objetos envolvidos na colisão e sua distância até nós. Como podemos prever exatamente a amplitude de tais ondas e nada muito doido acontece entre diferentes colisões, dizemos que as ondas gravitacionais são “sirenes-padrão”, que nos permitem determinar a distância em que aconteceu a colisão.            

Sirenes brilhantes e escuras

Pensa que parou por aí? Não mesmo. Em 2015, a colaboração LIGO foi capaz de fazer a primeira detecção direta das ondas gravitacionais, evento esse que ficou conhecido como GW150914 e que foi resultado da fusão de 2 buracos negros. Pesquisadores envolvidos nesta descoberta ganharam o Nobel de Física em 2017. Nesse mesmo ano, outro evento extraordinário aconteceu: a colaboração LIGO/Virgo detectou a colisão de duas estrelas de nêutrons e foi capaz de dar o alerta para os astrônomos no mundo todo apontarem seus telescópios na direção deste evento. E pela primeira vez, foi possível detectar a luz resultante dessa grande colisão cósmica. E teve participação da astrofísica brasileira Marcelle Soares-Santos nessa descoberta, que usou o telescópio Blanco no Chile para obter imagens do evento, que ficou conhecido como GW170817 (veja figura abaixo).

Figura: Imagens do evento GW170817 resultante da colisão de 2 estrelas de nêutrons. Na esquerda, a observação feita aproximadamente 1 dia após a colisão, onde é possível ver a luz emitida na faixa do visível (objeto marcado pelos traços brancos). Na direita, a mesma região observada 2 semanas após a colisão, onde não há mais luz visível emitida por esse evento. Créditos: M. Soares-Santos et al (arXiv: 1710.05459).

Uma maneira simples de visualizar o que aconteceu: imagine que você está numa sala escura e uma bombinha de festa junina explode. O barulho e a luz vai fazer você saber exatamente o local da explosão. Agora, se uma bombinha explodir, mas sem luz, você provavelmente vai olhar na direção certa de onde ela está, mas não vai ter certeza da sua localização exata. No primeiro caso, temos a representação das chamadas “sirenes-padrão brilhantes”, que são as ondas gravitacionais resultantes da colisão de duas estrelas de nêutrons no qual se tem a emissão de luz. No segundo caso, temos as “sirenes-padrão escuras”, que são resultado da colisão de dois buracos negros, portanto, sem emissão de luz. Note que poderíamos ter o caso da colisão de uma estrela de nêutrons e um buraco negro, que poderia ter a emissão de luz, como no caso das sirenes brilhantes, mas essa hipótese ainda não foi confirmada. Em todo caso, inauguramos a era da Astronomia multi-mensageiro com ondas gravitacionais!          

E a expansão do Universo? 

Sabemos que o Universo está se expandido de forma acelerada, e que isso significa que as galáxias estão se afastando uma das outras. Essa medida do afastamento é dada pelo desvio para o vermelho (z), o qual já discutimos neste outro post. A velocidade com que elas se afastam é chamada “velocidade de recessão” (v) e podemos determiná-la se sabemos seu z. Em 1929, o astrônomo estadunidense Edwin Hubble notou que havia uma relação linear entre a velocidade de recessão das galáxias e sua distância (d), onde galáxias mais distantes se afastam mais rápido do que galáxias próximas de nós (veja figura abaixo). Essa relação, chamada de Lei de Hubble, é descrita por v = H0 x d, onde H0 é conhecida como a constante de Hubble e nos diz o quão rápido o Universo está se expandindo.

Figura: Diagrama de Hubble mostrando a relação linear entre a velocidade de recessão das galáxias (eixo vertical) e sua distância até nós (eixo horizontal). Créditos: E. Hubble (PNAS March 15, 1929 15 (3) 168-173;).

Determinar o valor de H0 tem sido um dos grandes tópicos da Cosmologia atual, pois medidas do Universo jovem feitas com a Radiação Cósmica de Fundo de Microondas (RCFM) acham um valor para H0 de 67.4 km s−1 Mpc−1. Já medidas do Universo adulto feitas com supernovas e lenteamento gravitacional acham uma valor para H0 de 73.0 km s−1 Mpc−1. Se ambas essas medidas estiverem corretas, isso poderia indicar que existe uma Física nova e teríamos que achar uma explicação do porque o Universo se expande mais aceleradamente na época atual do que no passado. Isso seria bem legal e tal, mas como saber se essas medidas estão corretas? Precisamos de um tira-teima!  

Para saber qual medida está correta, precisamos obter o valor de H0 de uma forma diferente e independente. E é aqui que as ondas gravitacionais estão começando a se estabelecer como uma forma alternativa de medir H0! Usando as sirenes-padrão brilhantes, sabemos exatamente a que distância a colisão ocorreu e, portanto, sabemos qual a galáxia hospedeira desta colisão. Se sabemos qual é a galáxia, também sabemos qual é seu desvio para o vermelho e assim usamos a Lei de Hubble para determinar H0! Legal, mas até agora o LIGO/Virgo só observou 1 evento de sirene-padrão brilhante (ok, 2…mas apenas conseguimos observar a luz de 1 deles, o GW170817). Para tentar contornar a situação, cientistas decidiram usar também as sirenes-padrão escuras para essas medidas de H0. Com as sirenes-padrão escuras não temos certeza da distância da colisão, apenas sabemos mais ou menos a região onde ela ocorreu. Daí o que acontece é que todas as galáxias naquela região são possíveis hospedeiras da colisão. Mas podemos usar essas galáxias e suas distâncias para obter de uma maneira probabilística o valor de H0 via sirenes-padrão escuras . O LIGO/Virgo observou cerca de uma dezena de sirenes-padrão escuras, o que é melhor do que 1, mas ainda assim, não é o suficiente para se ter uma medida precisa de H0 via ondas gravitacionais. Precisamos de centenas de sirenes para ter uma medida precisa de H0. Precisamos detectar mais colisões! Mas o LIGO está fechado para balanço, e só vai reabrir daqui a 2 anos! O que fazer?

Calma, para nossa alegria, existem outros detectores de ondas gravitacionais que vão começar a operar em breve, como o KAGRA no Japão, ou em alguns anos, como o ZAIGA na China e o LIGO-Índia. Além disso, temos detectores ainda mais futuristas como o LISA (que será lançado no espaço) e o Cosmic Explorer (que será o maior detector de ondas gravitacionais já feito). Em alguns anos, com todos esse novos detectores funcionando, as sirenes-padrão cósmicas (brilhantes e escuras) poderão ajudar a resolver a controvérsia sobre o valor de H0, e consequentemente jogar uma luz sobre a questão da expansão acelerada do Universo.         

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O Grande Censo Cósmico: Contando e Pesando Gigantes no Céu

Aglomerado de galáxias CL0024+17. Créditos: NASA/ESA/HST.

Aglomerados de galáxias são os maiores objetos no universo conectados pela gravidade. Como descrito neste post, basicamente eles são compostos em grande parte por matéria escura (~80%), matéria bariônica (isto é, toda matéria que nos rodeia e que podemos ver) e grande quantidades de gás extremamente quente. Dada suas proporções enormes, podemos dizer que os aglomerados de galáxias são verdadeiros gigantes no céu. 

Além de serem objetos muito bonitos, os aglomerados podem ser usados para tentar entender a evolução do nosso universo, numa área de pesquisa que denominamos Cosmologia. Na Cosmologia estudamos a origem, estrutura, composição e evolução do universo como um todo. Certo, mas como usar aglomerados para estudar Cosmologia? 

Imagine um grande “censo cósmico”, no qual queremos catalogar quantos aglomerados existem, como eles se distribuem, a que distância estão de nós e o quanto eles pesam. Colocando essas informações juntas e comparando com modelos que tentam descrever nosso universo, podemos saber quais desses modelos funcionam ou não. Atualmente, o modelo padrão da Cosmologia é o Lambda-CDM (do inglês: Lambda Cold Dark Matter), vulgo Big Bang. Este modelo é o mais bem sucedido até o momento, pois é o que melhor explica os dados astronômicos observados. No entanto, é importante lembrar que existem outros modelos que tentam descrever o universo (por exemplo, Universo com Ricochete, Gravidade Emergente, etc), e que estão sendo desenvolvidos e testados. Quem sabe no futuro, um deles passe a explicar melhor nosso universo.

Contando aglomerados no céu 

Mas vamos lá, assumindo que Lambda-CDM é o modelo que descreve e prediz corretamente várias características do nosso universo, existem diferentes testes que podem ser feitos para validá-lo. Usando aglomerados de galáxias, podemos fazer o seguinte teste: contar quantos aglomerados de certa massa existem em uma dada distância e direção do céu. Contamos os mais próximos de nós e daí vamos contando até os que estão cada vez mais longe. O modelo Lambda-CDM prevê quanto deve dar essa contagem, ou seja, a abundância de aglomerados. Em especial, um parâmetro desse modelo (da abundância de aglomerados) que podemos obter de forma precisa é o chamado S8, que mede o quanto a matéria (galáxias, aglomerados de galáxias e matéria escura) se aglomera no universo. Um valor alto para S8 significa que a matéria se aglomera mais, portanto, temos um universo menos homogêneo. Um valor mais baixo para S8 significa que a matéria se aglomera menos. Portanto, temos um universo mais homogêneo. Veja a figura abaixo:     

Simulações de 2 universos com diferentes valores para o parâmetro cosmológico S8. Uma mostrando um universo onde a matéria se aglomera menos (esquerda) e outra mostrando um universo onde a matéria se aglomera mais (direita). Créditos: adaptado de Warren et al. (Los Alamos).

O problema do S8: universo adulto x universo jovem 

As medidas de S8 com aglomerados de galáxias são medidas do universo atual, que também podemos nos referir como  “universo adulto”. No entanto, também é possível medir S8 a partir de dados de quando o universo era muito mais “jovem”. Para isso, usamos a Radiação Cósmica de Fundo de Microondas (RCFM). Essa radiação é um resquício do Big Bang e foi detectada em 1965 pelos físicos estadunidenses Arno Penzias e Robert Wilson. Ao medir as propriedades desta radiação podemos inferir os parâmetros cosmológicos do Lambda-CDM, como o S8

Medidas de S8 do universo adulto usando a abundância de aglomerados no ótico (ou seja, na frequência da luz visível) e medidas do universo jovem usando a RCFM têm apresentado uma certa inconsistência. Se essa inconsistência for real e o valor de S8 for realmente baixo, igual ao obtido com aglomerados, teríamos evidência de que o Lambda-CDM está incompleto. No entanto, como as medidas de S8 da RCFM são muito precisas e estão em acordo com o Lambda-CDM, é mais provável que as medidas do universo adulto estejam sofrendo com alguma fonte de erros sistemáticos, ou seja, erro nas medidas que precisamos entender e corrigir. Por exemplo, no caso dos aglomerados, pode ser que estejamos pesando eles incorretamente. 

Pesando aglomerados: uma tarefa difícil

Para pesar aglomerados, usamos o chamado efeito de lenteamento gravitacional, que se baseia no desvio das luz em torno de um objeto astronômico massivo, como galáxias e aglomerados de galáxias (veja este post). No lenteamento gravitacional, temos a seguinte configuração: o observador aqui na Terra, um objeto massivo na nossa linha de visão (também chamado de lente) e galáxias de fundo atrás desse objeto (as fontes) a uma distância muito maior. Quando a luz das galáxias-fontes passa próximo da lente ela sofre um desvio devido ao intenso campo gravitacional. Como resultado, obtemos uma imagem distorcida ou até mesmo imagens múltiplas das galáxias-fontes. O valor da distorção e o número de imagens múltiplas vai depender do alinhamento entre observador-lente-fontes, das distâncias envolvidas e de quão massiva é a lente. Quando o alinhamento é quase perfeito entre observador-lente-fontes temos o regime de lenteamento forte, com a produção de arcos gigantes e imagens múltiplas. No entanto, essa configuração é rara de acontecer. O que mais acontece é termos pequenas distorções na forma das fontes (veja a figura abaixo), que não podem ser vistas a olho nu e nem medidas precisamente para uma lente apenas. Portanto, temos que juntar várias lentes para ter uma medida significativa destas distorções na forma das galáxias-fontes e consequentemente, inferir uma massa média para as lentes. Neste caso, estamos no regime de lenteamento fraco. Para juntar as lentes e determinar a sua massa total, precisamos saber sua distância até nós e ter uma ideia do quão massivas elas são. 

Representação do efeito de lenteamento gravitacional fraco. Quando não há um aglomerado servindo de lente, a luz das galáxias de fundo não sofre desvio (linhas azuis),  consequentemente não vemos uma mudança em suas formas (balão azul). Mas quando temos um aglomerado entre o observador e as galáxias de fundo, a luz dessas galáxias sofre um desvio (linhas amarelas) e como resultado observamos uma mudança em suas formas (balão amarelo). Para um melhor entendimento, a mudança na forma aqui apresentada está muito exagerada. Na realidade, a mudança na forma das galáxias devido ao lenteamento fraco é imperceptível a olho nu. Créditos: Jessie Muir (2020).

Para a medida da distância usamos o desvio para o vermelho, que chamamos de “z”. Para entender o conceito de z, podemos fazer uma analogia a um outro fenômeno físico chamado “efeito Doppler”, que descreve a mudança no comprimento de onda e na frequência das ondas emitidas por uma fonte que está em movimento em relação ao observador. Para visualizar esse conceito: imagine uma ambulância vindo em sua direção, o som da sirene (ou seja, a onda sonora) que escutamos parece ficar cada vez mais agudo. Na linguagem da física, isso significa dizer que o seu comprimento de onda diminui e sua frequência aumenta. Mas se a ambulância está se afastando de nós, o som fica mais grave, ou seja, o comprimento de onda aumenta e sua frequência diminui. No caso da luz, que é uma onda luminosa, o efeito que observamos é uma mudança na cor do objeto que emite a luz. Se o objeto luminoso está se aproximando do observador, seu comprimento de onda se move para a região mais azul do espectro eletromagnético e dizemos que houve um desvio para o azul. Mas se o objeto luminoso está se afastando do observador, seu comprimento de onda se move para a região mais vermelha do espectro, portanto, houve um desvio para o vermelho (z). Sabemos que o universo está se expandindo aceleradamente, e portanto as galáxias estão se afastando de nós. Isso significa que majoritariamente medimos os desvios para o vermelho das galáxias que estão se afastando, e com isso podemos inferir a sua distância até nós. 

Na prática, quando obtemos a luz das galáxias, podemos decompô-la e obter um espectro. Este espectro é composto por linhas características de emissão e absorção. Sabemos qual a posição destas linhas num espectro num referencial de repouso, ou seja, num espectro em laboratório. A medida que as galáxias se afastam, sua as linhas características se deslocam para região vermelha do espectro eletromagnético. Ao medir o deslocamento destas linhas no espectro observado em comparação com o de repouso, medimos sua distância até nós, ou seja z (veja figura abaixo).    

Exemplo do espectro de um objeto se afastando de nós (imagem no topo). As linhas características de emissão e absorção se deslocam para a parte vermelha do espectro. Fazendo a diferença entre a posição das linhas observadas e no referencial de repouso (imagem inferior), obtemos a medida da distância deste objeto, ou seja, seu desvio para o vermelho z. Créditos: European Southern Observatory.

Agora que sabemos como medir a distância até os aglomerados, antes de obter sua massa total via lenteamento fraco, precisamos ter uma estimativa aproximada de quão massivos eles são. Para isso, podemos considerar diferentes propriedades dos aglomerados como por exemplo, sua luminosidade, a temperatura do gás que o compõe, ou o número de galáxias vermelhas (grandeza que é comumente chamada de riqueza), etc. Essas propriedades observadas são aproximações para a massa dos aglomerados. Vamos focar no caso da riqueza como aproximação para a massa. Intuitivamente, quanto mais galáxias vermelhas um aglomerado possui, mais “rico” ele é, portanto mais massivo. Assim, podemos juntar aglomerados semelhantes, ou seja, aglomerados que estejam aproximadamente em um mesmo z e num dado intervalo de riqueza e medir seu sinal de lenteamento fraco, gerando assim perfis radiais de densidade (chamados de ΔΣ). Veja a figura abaixo.

Perfis radiais de densidade superficial projetada obtidos via lenteamento gravitacional fraco para vários intervalos de z e riqueza (λ). Ao ajustar um modelo (curvas vermelhas) aos pontos determinamos a massa média dos aglomerados. Créditos: McClintock et al. 2019 (arXiv:1805.00039)/Colaboração DES.

Uma vez que temos estes perfis via lenteamento fraco, podemos ajustar um modelo teórico para eles, obtendo assim sua massa. Em geral, usamos o perfil de densidade chamado Navarro-Frenk-White ou NFW, que tem como parâmetro a massa. O perfil NFW foi obtido a partir de simulações cosmológicas de N-corpos e descreve muito bem os perfis de densidade da escala de galáxias a aglomerados de galáxias. Finalmente, ao ajustar o NFW aos perfis medidos via lenteamento, obtemos uma estimativa média da massa dos aglomerados em um dado intervalo de z e riqueza. Um último passo antes de usar essas massas para obter a Cosmologia (ou seja, medir S8), é fazer a calibração da massa destes aglomerados, que nada mais é do que fazer um gráfico da massa total obtida em função da riqueza e ajustar uma reta. Assim, para qualquer aglomerado que saibamos a riqueza, podemos imediatamente saber sua massa total aplicando a relação linear que obtivemos.

É importante lembrar, que devido a complexidade dos processos envolvidos, ao fazer essa calibração da massa estamos sujeitos a várias incertezas durante nossas medidas e modelagem, especialmente, incertezas sistemáticas que precisam ser modeladas e corrigidas para se ter uma calibração precisa. Dentre os erros sistemáticos comumente corrigidos, podemos citar as incertezas na medida de z, desvios do perfil NFW, erro nas medidas das formas das galáxias-fontes usadas para obter o perfil de densidade, atribuição incorreta da riqueza, etc. Por tudo isso, vários projetos astronômicos (HSC, KiDS, DES) estão tentando medir a massa de aglomerados da forma mais precisa possível, o que é um requerimento importantíssimo para usá-los para a Cosmologia.

A Cosmologia com aglomerados de galáxias se encontra numa grande encruzilhada, onde precisamos entender quais incertezas estão associadas à medida da massa de aglomerados. Estas incertezas estão afetando nossas medidas do universo adulto de tal forma que os resultados atuais mostram um universo mais homogêneo do que o esperado pelo Lambda-CDM e medido com a RCFM. Um grande esforço para entender estas incertezas deve ser feito, antes de se apontar que há evidência de que o atual modelo padrão da Cosmologia não é adequado para descrever o funcionamento do nosso universo. Por mais interessante que seja dizer que há Física nova no horizonte, precisamos manter os pés no chão e pensar em novas ideias para lidar com os erros em nossas medidas. Afinal, queremos fazer o melhor censo cósmico da história do universo!  

           

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Astronomia e Big Data: o universo dos dados astronômicos

Com as melhorias dos equipamentos computacionais a quantidade de dados obtidos em pesquisas científicas tem crescido “astronomicamente”. Com isso a astronomia viu a necessidade de se adaptar às novas tecnologias da computação para conseguir lidar com essa considerável quantidade de informações.

Trabalhar com a infinitude do universo não é fácil. Imagina colocar em seu computador todos os dados das 300 bilhões de estrelas (isso só na Via Láctea). Agora imagina adicionar a essas estrelas dados de planetas, galáxias, asteróides, buracos negros, ou seja, todo um universo de informações em apenas alguns HDs de computadores.

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Figura 1 – Projeto LSST em uma noite de observação. Crédito: Todd Mason, Mason Productions Inc. / Large Synoptic Survey Telescope.

Para termos uma noção da quantidade de dados que podem ser gerados numa noite de observação, o Observatório Vera C. Rubin, no Chile, está se preparando para coletar 20 terabytes por noite com o LSST, assim que entrar em operação em 2022. O Square Kilometer Array, que se tornará o maior radiotelescópio do mundo, com sítios na Austrália e África do Sul irão gerar 100 vezes essa quantidade, até 2 petabytes diários, quando estiver online em 2028. Para termos uma ideia da dimensão dessa quantidade de dados, 10 bilhões de fotos numa rede social  ocupam cerca de 1,5 petabytes!

Focando no Large Synoptic Survey Telescope (LSST), o LSST irá mapear em seis bandas, quase a metade do céu por um período de 10 anos. O telescópio possui um espelho com diâmetro de 8,4 metros e sua câmera consiste de um mosaico de CCDs com 3.2 bilhões de pixels. Ao término do projeto estima-se cerca de 37 bilhões de estrelas e galáxias explorando um volume de espaço sem precedentes e gerando da ordem de 100 PB de dados!

IMG_4059Figura 2 – Observatório Rubin em Agosto de 2020 . Crédito: Large Synoptic Survey Telescope

Uma quantidade tão grande de dados poderá nos ajudar a desvendar cada vez mais o universo porém lidar com tanta informação é um desafio. Primeiramente a questão do armazenamento. Uma quantidade tão grande é inviável para os astrônomos baixarem e levarem em seus notebooks ou hds externos. Então como faremos para ter acesso a todos esses dados? Bem, os astrônomos olharam para as nuvens. A nuvem de dados é uma solução para esse problema de estrutura. Em termos simples, a computação em nuvem significa armazenar e acessar dados e programas pela Internet, em vez do disco rígido do seu computador, ou seja, os dados poderão ser acessado de qualquer parte do mundo.

Além de armazenar temos a complicação de analisar esses dados. Os usuários do LSST serão capazes de analisar todo o conjunto de dados LSST remotamente em servidores hospedados no National Center for Supercomputing Applications em Urbana, Illinois, em vez de usarem seus próprio computadores. Isso será feito a partir de programas escritos e executados na linguagem de programação Python.

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Figura 3 – Espelho principal do LSST, com um diâmetro de 8,4 metros. Crédito: Large Synoptic Survey Telescope

Em 2015, o projeto 3D-HST trabalhava com um servidor de 8 núcleos, que analisava dados do Telescópio Espacial Hubble. Então, eles se voltaram para a Amazon Web Services (AWS). Eles acabaram alugando cinco máquinas de 32 núcleos. “Nossos cálculos aproximados sugeriram que tudo o que tínhamos que fazer levaria três meses em nossas máquinas”, diz Momcheva, cientista do Instituto de Ciência do Telescópio Espacial em Baltimore, Maryland. Usando os 32 núcleos do provedor eles passaram de uma análise que duraria 3 meses para apenas 5 dias!

No aspecto econômico pode ser mais barato ainda um servidor físico porém o benefício de tempo de análise, como vimos acima, é muito grande utilizando os recursos em nuvem.

Mais uma ideia seria um Astronomy Data Commons para co-localizar conjuntos de dados astronômicos e ferramentas na nuvem. A esperança é “eliminar a barreira de infraestrutura e software de entrada para a análise de big data”, diz Mario Juric, astrônomo da Universidade de Washington em Seattle, ou seja, uma comunidade astronômica mais unida e possibilitando troca de informações e alavancando a ciência.

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Figura 4 –  Um dos corredores de servidores da Amazon data center. Crédito: James Hamilton, Amazon Web Services

Além da democratização dos dados ainda será possível a democratização das ferramentas. “Eu poderia configurar um notebook na África do Sul para rodar na LSST Science Platform que tivesse todas as mesmas ferramentas como se eu estivesse em Princeton”, diz William O’Mullane, gerente de projeto de gerenciamento de dados LSST em Tucson, Arizona, “tudo que eu preciso é um navegador da web.”

Referências

Migrating big astronomy data to the cloud , Charles Q. Choi,Nature 584, 159-160 (2020) doi: 10.1038 / d41586-020-02284-7

https://www.linea.gov.br/

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Solstício de Inverno: A Física das estações do ano, e como ela afeta nossa vida

O próximo solstício acontecerá neste domingo (21/06). O solstício marca o início do inverno no hemisfério sul, em que 93% do território brasileiro está localizado, e do verão no hemisfério norte, onde parte dos estados de Roraima, Amapá, Amazonas e Pará está localizada (mas apesar de estarem no hemisfério norte, essas regiões apresentam clima quente e úmido mesmo durante o inverno por estarem próximas à linha do Equador).

Figura 1 – Partes de Roraima, Amazonas, Amapá e Pará, estados da região Norte do país, encontram-se acima da Linha do Equador. Créditos: IBGE

A alternância entre dia e noite e a existência das estações do ano são intimamente ligadas com o formato e a movimentação da Terra no espaço. A rotação da Terra, que tem aproximadamente 24 horas, determina quais regiões do planeta recebem luz solar a cada instante, e portanto a alternância entre dia e noite.

Essa alternância foi captada em imagens na Namíbia pelo fotógrafo de astronomia polonês Bartosz Wojczyński (vídeo abaixo), que programou a base de sua câmera para rotacionar ao longo de um dia de forma a compensar a rotação do planeta, usando como referência o pólo sul celeste (por isso as estrelas aparecem paradas no vídeo). Já a translação ao redor do Sol, que leva aproximadamente 365 dias, determina as estações do ano em cada hemisfério.

Vídeo – A rotação da Terra estabilizada no céu noturno. Créditos: Bartosz Wojczyński / Youtube

Solstícios são eventos astronômicos observados há dezenas de milhares de anos por humanos, mesmo antes que se conhecesse tudo o que sabemos hoje sobre as movimentações dos astros, e são uma oportunidade para refletirmos como a física faz parte de nossa vida de formas que muitas vezes não paramos para pensar.

Há milênios, diversas culturas ao redor do mundo observam as mudanças das estações do ano, como elas afetam o tempo, o comportamento dos animais, as cores das folhagens das árvores, as melhores épocas para plantar legumes, grãos e frutas. Essas mudanças afetam o nosso próprio comportamento, já que para garantir comida ao longo do ano, precisamos planejar o cultivo e armazenamento de alimentos de forma a usar as estações do ano ao nosso favor.

As estações também afetaram a nossa história – as derrotas de Napoleão e Hitler na Rússia se devem em grande parte ao inverno rigoroso enfrentado pelos soldados franceses e alemães – assim como nossas culturas e religiões já que, para se relacionar com os fenômenos naturais, cada povo significou as estações de forma diferente. As mudanças cíclicas do tempo foram associadas por diversas religiões a deuses e deusas – como é o caso de Perséfone , deusa grega da associada às estações – bem como a celebrações anuais, como foi o caso do Festival do Sol Invicto , associado ao deus romano Mitra, que acontecia próximo ao solstício de inverno no hemisfério norte e é uma das origens mais prováveis do atual Natal cristão.

Nem todas as culturas classificam apenas quatro estações como estamos acostumados no Ocidente. O calendário Hindu determina seis estações diferentes: Grisma (correspondente ao verão), Varsa (transição entre nossos verão e outono), Sarad (correspondente ao início do outono), Hemanta (final do outono), Sisira (inverno) e Vasanta (primavera). No calendário usado no Egito Antigo, que deu origem ao atual calendário Copta (religião cristã egípcia), há apenas três estações: a de inundação (do Nilo), a do crescimento (das plantações) e a de colheita. A forma de diferenciar uma estação da outra está relacionada com os eventos naturais que são determinantes em cada uma das regiões que foram e são habitadas por estes povos.

Em todos os sistemas de classificação concebidos por humanos, essas mudanças acontecem periodicamente a cada ano. Essa periodicidade se deve a dois fatores físicos principais. Primeiramente, o eixo de rotação do planeta (o eixo em volta do qual o globo terrestre rotaciona) tem uma diferença de um pouco mais de 23 graus com relação ao eixo orbital (que é o eixo perpendicular ao plano determinado pela translação da Terra ao redor do Sol). Isso faz com que a radiação solar recebida pelos dois hemisférios seja diferente conforme a época do ano. Ou seja, no inverno do hemisfério sul, o hemisfério norte está mais “apontado” para o sol, de forma a receber mais radiação solar.

Figura 2 – O eixo orbital da Terra (perpendicular à órbita) e o eixo de rotação têm uma diferença de aproximadamente 23.4°. A direção da órbita indica a direção em que o Sol está com relação à Terra. Dependendo da época do ano, ou o hemisfério sul ou o hemisfério norte recebem mais radiação solar. Crédito: Wikimedia Commons

Além disso, a órbita da Terra ao redor do Sol não é um círculo, mas sim uma elipse. O formato “achatado” da órbita elíptica impõe uma variação na distância entre a Terra e o Sol. Essa distância também causa flutuação na quantidade de radiação solar que recebemos na Terra e no ângulo de incidência dos raios solares em cada parte da superfície terrestre, de forma que diferentes posições do planeta tenham “dias” (períodos com luz solar) mais curtos ou mais longos.

Durante os solstícios de verão e inverno, os dias são mais longos e curtos, respectivamente. Nos equinócios de primavera e outono, os dias tem aproximadamente a mesma duração que as noites nos trópicos de Câncer e Capricórnio – que não por acaso foram traçados também a aproximadamente 23 graus da linha do Equador.

Figura 3 – Ilustração explicativa da posição da Terra com relação ao Sol ao longo do ano, destacando os equinócios e solstícios. Créditos: Kepler de Souza Oliveira Filho & Maria de Fátima Oliveira Saraiva – Universidade Federal do Rio Grande do Sul (link)

Somada à diferença entre os eixos orbital e de rotação, e a outros fatores como ventos e correntes marítimas, a órbita da Terra determina o clima em cada região do globo, o que influencia nas formas de vida que se desenvolveram em cada um desses lugares e também a forma como humanos se relacionam com a natureza, afetando de forma indireta como culturas e mitologias se desenvolvem e mesmo a nossa história. Nas ciências, todas as coisas se conectam de forma complexa e fascinante.

Referências adicionais

Wikipedia – Season

Geometry and the physics of seasons

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Gigantes no Céu, o Desvio da Luz e o Eclipse de Sobral

Figura: “Noite aglomerada”. Artista: Vanessa Guida. No Instagram @universosubmerso.art

Aglomerados de galáxias: os gigantes do céu

Você já parou para pensar no que existe além do nosso céu noturno? Numa cidade grande só conseguimos ver algumas dezenas de estrelas devido à poluição luminosa. Mas se não tivéssemos esta limitação, veríamos milhões, bilhões e sextilhões de estrelas (1 seguido de 21 zeros!). Essas estrelas — que são objetos massivos e que possuem gravidade — se agrupam e formam “ilhas de estrelas” que chamamos de galáxias, que por sua vez também se agrupam e formam os aglomerados de galáxias. Os aglomerados são os maiores objetos ligados gravitacionalmente no Universo, portanto, são os nossos gigantes do céu. Além de estrelas e galáxias, eles são compostos por um gás extremamente quente (10 a 100 milhões de graus Celsius) em forma de plasma. Tudo isso é o que podemos ver ou detectar com algum instrumento. No entanto, a maior parte da massa dos aglomerados (~80%) é composta por algo que não podemos ver ou detectar diretamente: a matéria escura. Mas então, como é possível saber da existência de matéria escura nos aglomerados? 

Pesando gigantes com as lentes gravitacionais

Existem diversas maneiras de se medir a massa, ou seja, “pesar” objetos astronômicos. Na década de 1930, o astrônomo suíço Fritz Zwicky estudando o movimento das galáxias nos aglomerados mostrou que a quantidade de massa devido à matéria visível não era suficiente para explicar a velocidade desses objetos. Daí ele criou o termo “matéria escura” para denominar essa componente dominante nas galáxias e aglomerados, que não emite luz e só pode ser detectada devido a sua ação gravitacional. Na década de 1970, a astrônoma americana Vera Rubin chegou à mesma conclusão ao estudar o movimento de estrelas e gás nas galáxias, confirmando em vários estudos subsequentes a existência da matéria escura. (Apesar da importância da descoberta, ela nunca foi cogitada a receber um prêmio Nobel … mas isso já foi papo de um outro artigo). Tanto Zwicky quanto Rubin usavam métodos que assumem aglomerados como objetos bem comportados e em equilíbrio dinâmico, o que muitas vezes, não é o caso. Uma maneira mais “limpa” (ou seja, sem tantas suposições) de se pesar aglomerados se dá pelo uso do efeito de lentes gravitacionais. Imagine você aqui na Terra observando por um telescópio. Distante, na sua linha de visão está um aglomerado, que é um objeto massivo e portanto possui um campo gravitacional bem forte. Atrás dele, numa distância bem maior, temos ainda mais galáxias. A luz dessas galáxias de fundo ao passar próximo ao aglomerado sofre um desvio devido ao seu campo gravitacional que atua como um “lente” (veja o esquema na figura abaixo). Por isso o nome “lente gravitacional”.

Figura: Esquema do efeito de lentes gravitacionais. Créditos: NASA/STScI.

Como resultado você vai ver uma imagem distorcida dessas galáxias de fundo, como na figura abaixo, onde temos a lente gravitacional conhecida como “lente sorridente”. Fazendo medidas de quanto as formas das galáxias de fundo são distorcidas é possível estimar a massa do aglomerado que serviu de lente. Essa técnica também pode ser utilizada para medir a massa de galáxias e estrelas, pois esses objetos também servem como lentes. Assim, as lentes gravitacionais ocorrem em diferentes regimes (forte, fraco e micro) que dependem do tamanho e forma do objeto que serve de lente, sua distância até nós e até as galáxias de fundo, além do alinhamento em relação à nossa linha de visão.

Figura: Aglomerado de galáxias SDSS J1038+4849, conhecido como a lente “sorridente”
(smiling lens). Créditos: NASA & ESA.

O desvio da luz e um pouco de história

O desvio da luz por um objeto massivo já havia sido especulado pelo físico inglês Isaac Newton, em 1704. Entretanto, apenas em 1801 foi publicado o primeiro artigo neste tópico, pelo físico alemão Johann von Soldner, onde ele calculou e previu que raios de luz passando próximos ao disco do Sol sofreriam um desvio de 0.84 segundo de arco. Como esse cálculo se baseava na teoria corpuscular da luz, que não estava tão em voga na época, esse artigo não ganhou muita repercussão. 

Aproximadamente um século depois, em 1911, o físico alemão Albert Einstein refez os cálculos de Soldner e chegou ao mesmo valor para o ângulo de desvio dos raios de luz. Note que, nessa época ele ainda não tinha desenvolvido sua famosa Teoria da Relatividade Geral. Além do valor para o ângulo de desvio da luz, Einstein propôs que o esse ângulo poderia ser medido durante um eclipse solar. A primeira tentativa de fazer essa medição ocorreu no eclipse de 1912, na cidade de Cristina em Minas gerais, numa expedição argentina liderada pelo astrônomo americano Carlos Dillon Perrine. Mas devido ao mal tempo, não foi possível fazer a medição. No eclipse de 1914, na Rússia, houve uma segunda tentativa de medição do ângulo de desvio, mas os integrantes desta expedição foram detidos por causa da Primeira Guerra Mundial, que começou 20 dias antes do eclipse.              

Em 1915, Einstein finalmente publicou sua teoria da Relatividade Geral, e ao aplicá-la  para calcular o ângulo de desvio da luz, ele obteve um valor que era aproximadamente o dobro de sua previsão anterior sem a Relatividade Geral e também o dobro da previsão Newtoniana, ou seja, em sua nova previsão o ângulo de desvio deveria ser de 1.75 segundo de arco. Mais uma dessas histórias que demonstram que não só de trabalho duro vive um cientista, também tem que ter uma pitadinha de sorte. Se alguma das expedições anteriores em 1912 e 1914 tivessem conseguido medir o ângulo de desvio, a primeira previsão de Einstein estaria errada, pois como veremos a seguir, a sua segunda previsão com a Relatividade é a que se mostrou correta.     

O eclipse que possibilitou a medição do ângulo de desvio da luz ocorreu 101 anos atrás, nos céus da África e do Brasil. É nesse momento que a história da Relatividade Geral de Einstein cruza com a história dos brasileiros. 

O eclipse de Sobral

Em 29 de maio de 1919, na Ilha do Príncipe na costa africana e em Sobral no Ceará, duas expedições científicas observaram um eclipse solar total para testar a previsão da Relatividade Geral de que o desvio da luz teria o dobro do valor previsto pela teoria de Newton. A expedição em Sobral foi liderada pelo astrônomo irlandês Andrew Crommelin. A ideia era fotografar (com placas fotográficas) as estrelas posicionadas próximas ao Sol durante o eclipse. Depois, em julho, eles voltariam a fotografar essas estrelas na mesma região, mas sem o Sol para atrapalhar. Finalmente, comparando as posições das estrelas com e sem o campo gravitacional do Sol, foi possível determinar que o desvio sofrido era igual ao previsto pela teoria de Einstein. Historiadores afirmam que as placas tiradas em Sobral (veja a figura abaixo) eram as de melhor qualidade, portanto, decisivas para esta comprovação, o estabelecimento de um novo campo de pesquisa (lentes gravitacionais) e orgulho geral da nação!

Figura: Imagem positiva da placa observada em Sobral. Os pequenos traços brancos marcam as posições das estrelas usadas para verificar o desvio da luz devido a presença do Sol. Créditos: Royal Society of London/F. W. Dyson, A. S. Eddington and C. Davidson.

O ângulo de desvio medido no eclipse de 1919 em Sobral foi a primeira e mais famosa prova experimental da validade da Teoria da Relatividade Geral de Einstein. Essa comprovação também marcou o início de um campo de pesquisa totalmente novo baseado nos efeitos do desvio da luz por corpos celestes, e que hoje conhecemos como lentes gravitacionais. O fenômeno de lenteamento gravitacional ocorre em diferentes regimes, e não produz apenas imagens bonitas (como anéis e cruz de Einstein, ou arcos gravitacionais) mas também pode ser usado em diversos estudos de Astrofísica e Cosmologia para entender a evolução do nosso Universo. Mas isso é tópico para um próximo post!

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Astronomia para Todas e Todos (Astronomia Inclusiva)

Esse texto pode até parecer um pouco fora do contexto atual mas é justamente pra isso. Em meio a uma época tão difícil eu precisava sentir uma esperança de futuros melhores.

Diante de situações complexas o ser humano consegue muitas vezes adaptar-se, vemos agora a nossa luta diária para enfrentar novos cenário do cotidiano mas o que pra nós é apenas uma sitação passageira, para muitos é o rotineito.

Algumas iniciativas têm ajudado pessoas que possuem alguma necessidade especial a aprender ciências e em especial a astronomia. Todos nos beneficiamos quando a astronomia e outras ciências são desconstruídas e reimaginadas sob uma luz diferente para criar atividades acessíveis a todos.

A astronomia é, para muitos, o primeiro amor por um universo chamado ciência. Respostas para perguntas como “de onde viemos?” e “para onde vamos?” são encontradas neste vasto campo. Se considerarmos este caminho realmente crucial para o desenvolvimento humano, devemos então nos perguntar: esse conteúdo é acessível para a todos, independente da idade, status socieconômico, capacidade mental ou física?

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Image credit: NASA/JPL-Caltech/ESA/Harvard-Smithsonian CfA

De acordo com o World Health Organização, cerca de um bilhão de pessoas, 15% da população mundial atual, têm algum tipo de deficiência, como alcança-las?
Os recursos podem ser escaços mas o entusiamos é grande. Clubes de astronomia, sociedades e esforços institucionais, principalmente realizados por voluntários, estão entre os melhores proliferadores de ciência no mundo, produzindo e oferecendo divulgação e materiais educacionais.

Programas de estudo escolarem em todo o mundo incluem principalmente temas sobre astronomia, uma enorme resposta tendo em vista que cidadãos com deficiência são menos prováveis para iniciar ou concluir a escola formal, eles também são condenado a um nível mais alto de pobreza, e sua participação como cidadãos é restrita devido à falta de apoio apropriado, infraestrutura e barreiras adicionais .

Um dos benefícios mais generalizados de imaginar, projetar e implementar ferramentas e atividades para cidadãos com alguma forma de deficiência é a necessidade de desconstruir a complexidade conceitual inerente de um idéia ou problema astronômico em sua forma mais componentes básicos. Este exercício fornece uma ponto de partida universal que é benéfico para comunicar astronomia de forma mais eficaz e claramente.

Para a comunidade com problemas visuais mais agravados, é cortada fora as fascinantes imagens astronômicas, esforços especiais foram desenvolvidos para décadas para tornar a astronomia acessível em formas alternativas e complementares. Livros em baixo-relevo e pôsteres de fenômenos cósmicos existem há décadas, juntamente com um quantidade limitada de literatura disponível em Braille. Modelos artesanais da posição constelações na esfera celeste trouxe as estrelas para os deficientes visuais.

Mais construções sofisticadas, por exemplo, um esfera oca aquecida semelhante ao sol,com ventiladores cuidadosamente colocados em seu interior, produz uma analogia térmica tátil de resfriador regiões – conhecidas como manchas solares – em nosso estrela-mãe, permita uma exoperência sensoriais imersiva.

Tendo consciência da importancia da acessibilidade deste universo oficinas para pessoas com deficiência intelectual foram projetados em torno do uso do sentidos, especialmente toque, ou através do uso de expressões artísticas.

Poderosamente impulsionado pelo Ano Internacional da Astronomia 2009, esforços globais foram feito para criar, montar e padronizar linguagem de sinais para fenômenos cósmicos, como como buracos negros, supernovas e planetas nomes. Essa linguagem permite uma comunicação muito mais clara e eficaz de idéias. Tais esforços fazem passeios em instituições, museus e exposições mais fáceis para se comunicar, permitindo uma método de educação. O observatório McDonald no Texas, por exemplo, projetou uma cadeira de rodas telescópio acessível para cidadãos com comprometimento da mobilidade.

Existem dois passos adicionais negligenciados de extrema importância para tornar a ciência verdadeiramente acessível. Primeiro, é a necessidade de divulgar e compartilhar livremente desenvolvimentos, procedimentos e implantação experiências. Poucos periódicos, se considerarmos aqueles com abertura acesso,é acessível a população. Em segundo, os departamentos e as comunidades científicas precisam projetar e implementar políticas públicas que fornecem recursos para, desenvolvimento e acesso à ciência, tecnologia, engenharia e matemática (STEM) para todos os cidadãos. Pessoas que podem abordar e usar a ciência em sua vida diária através dessas ferramentas pode alcançar uma melhoria qualidade de vida.

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Embora os recursos sejam limitados em nosso país, existem muitos esforços para aumentar a acessibilidade, algumas universidades públicas tem direcionados grupos que trabalhem desevolvendo ciencia para aproximação deste público.

Na UFRJ criaram uma réplica da Lua, assim os estudantes e visitantes puderam imagina-la a partir do toque. Esta criação tardou um ano em ser terminada, contou com materiais de baixo custo, como miçangaas e papelão. Este trabalho desenvolvido por meio dos pesquisadores não parou por ai, para efetivar uma cultura de acessibilidade, o grupo criou um material didático específico para esses alunos, um material que auxilie no desenvolvimento intelectual e facilite sua inclusão no meio social.

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Outra dificuldade é o ensino e aprendizagem pela comunidade surda, bem como no ensino tradicional, os professores dificilmente são capacitados para lidar de maneira professionais alunos que com essa necessidade. A Astronomia em LIBRAS possibilita ao Surdo não apenas o conhecimento de diferentes disciplinas, mas sintetiza ao demonstrar à comunidade cientifica uma nova abordagem para aprendizagem, ao desenvolver uma ferramenta de interação que possibilita uma melhor compreensão da metodologia proposta em sala de aula. É desafiador e instigante o trabalho com o ensino de Astronomia na comunidade Surda, ao analisarmos o interesse apresentado pelas crianças Surdas e ouvintes sobre a importância do conhecer a vastidão do Universo. É imprescindível ao professor que ensina Astronomia ter ao alcance material didático apropriado, de forma tátil, visual e auditiva; jogos didáticos e atividades lúdicas. Alguns canais no youtube tem auxiliado na difusão dos sinais relarivos a astronomia.

https://www.youtube.com/watch?v=q5N9bKbo6iA

Quando pensamos em acessibilidade temos de pensar em impactos causados em cenários em que um deficiente ocupe espaço de produção cientifica para deficientes, cenário ideal para criação de metodos educacionais mais próximos da realidade dos que têm essa demanda. A National Science Foundation menciona que em 2012, independente do campo, cerca de 11% dos estudantes de graduação relataram uma deficiência, enquanto cerca de 7% dos estudantes de pós-graduação relataram também.

Referências

[1] De Leo-Winkler, M.A. The universal Universe or making astronomy inclusive. Nat Astron 3, 576–577 (2019). https://doi.org/10.1038/s41550-019-0837-5

[2] http://www.ibc.gov.br/noticias/980-lua-criada-pelo-observatorio-do-valongo-e-aprovada-pelos-alunos-do-ibc

[3] https://tab.uol.com.br/noticias/redacao/2019/09/13/astronomos-criam-projetos-para-deficientes-visuais-conhecerem-universo.htm

[4] Marilia Rios Nunes. Possibilidades e Desafios no Ensino de Astronomia pela Língua Brasileira de Sinais. Dissertação apresentada ao Departamento de Astronomia do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo

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Descobrindo novos planetas, redescobrindo a Terra

Sempre nos perguntamos se estamos sozinhos no Universo. A probabilidade é que não estejamos: já se conhece mais de 4.000 planetas fora do Sistema Solar e é possível que existam mais de 60 bilhões de planetas com chances de habitabilidade parecidas com o nosso em todo o Universo. Se vamos conseguir achar vida – para não dizer vida complexa – nesses planetas é outra história. O exoplaneta em zona habitável mais próximo de nós, Proxima Centauri b, está a mais de quatro anos-luz de distância de nós. Se a mera ideia de viajar até lá está bem distante da realidade, encontrar um planeta “substituto” para a Terra está ainda mais distante no horizonte de possibilidades. A ciência diz que não existe mesmo um “planeta B”.

A astrônoma Raphaëlle Haywood, Sagan Fellow no Harvard College Observatory (EUA), tem plena consciência disso e busca compartilhar esta perspectiva ganha com anos de pesquisa sobre exoplanetas. Para ela, a descoberta de planetas longínquos “é uma nova revolução Copernicana” que nos ajuda a enxergar com mais clareza o nosso lugar no Universo – e nos ajuda, também, a entender que é preciso cuidar bem da Terra, nossa casa e único planeta comprovadamente habitável que conhecemos. 

Haywood conta um pouco mais o assunto nesta entrevista ao blog Cientistas Feministas.

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Raphaëlle Haywood (arquivo pessoal)

Quando você percebeu que queria ser uma astrônoma?

Quando criança, a primeira coisa que eu queria ser era florista. Eu amo flores, árvores e plantas… e depois eu queria ser uma botânica. E desde sempre, eu sabia que eu queria fazer um doutorado. Meu pai fez doutorado (em ornitologia), e acho que isso teve uma influência forte para mim desde pequena. Minha mãe tem um mestrado em biologia e minha família tem uma veia acadêmica bastante forte, e me sinto muito sortuda por isso e por ter tido bons professores. 

Então desde cedo eu sabia que queria fazer um doutorado, mas não sabia ainda em que área. Quando mais nova, pensava bastante em botânica, mas, quando me tornei adolescente, comecei a pensar em astronomia. Eu queria muito entender como o mundo funciona e que padrões existem no funcionamento das coisas – e então fui estudar Física, o que parecia um percurso natural, porque a Física te ajuda a entender como o mundo natural e as coisas funcionam. Tive uma professora que ensinava sobre estrelas e planetas – ela me contou sobre esse grupo de pesquisa na Escócia (na Universidade de St. Andrews), que se debruçava sobre planetas fora do nosso sistema solar, ou exoplanetas. E então se tornou muito claro para mim que eu queria trabalhar com isso, e fui para lá pesquisar isso no doutorado. 

A sua pesquisa envolve encontrar e caracterizar planetas pequenos no entorno de estrelas fora do nosso sistema solar. Como se encontra e se mede estes exoplanetas?

Quando se tem um planeta orbitando uma estrela, esse planeta gira ao redor dela porque a gravidade dessa estrela “puxa” esse planeta para perto. Ao mesmo tempo, esse planeta está exercendo uma força contrária sobre essa estrela também, mas proporcional ao seu tamanho. Quando o planeta é pequeno, ele exerce uma força pequena sobre a estrela – é pequena, mas está lá. Então a estrela “balança” um pouco – e esse “bamboleio” cria uma oscilação na luz da estrela. 

Luz é basicamente onda – e as cores que vemos no arco-íris têm comprimentos de onda um pouco diferentes entre si. Nós vemos, por exemplo, a luz do nosso Sol como amarela – e quando a luz de uma estrela como o Sol oscila, a luz vai do azul para o vermelho, mas em uma quantidade muito, muito pequena – e conseguimos medir essa variação entre azul e vermelho usando telescópios pequenos e incrivelmente precisos. O tamanho dessa variação de luz depende da massa do planeta que estamos observando. Então, por exemplo, se estamos olhando para um planeta grande e massivo, vamos ter mais azul e mais vermelho. 

Descobrir a massa e o tamanho de um exoplaneta é o mais fundamental quando se faz esse tipo de pesquisa. Olhamos para a estrela e, em alguns casos, o planeta passa bem na frente dela, fazendo um pouco de sombra. O tamanho dessa sombra, ou dessa pequena queda na emissão de luz, nos diz muito sobre o tamanho desse corpo celeste – que vamos perceber como planeta se fizer esse trânsito sempre à mesma velocidade e de forma regular. 

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Impressão artística de exoplanetas encontrados pela sonda Kepler (Imagem: NASA/W. Stenzel)

Como entender o funcionamento do nosso Sol pode ajudar a procura por exoplanetas?

É importante ter um pouco de perspectiva. Quando falamos de exoplanetas, estamos falando de planetas que orbitam estrelas muito, muito longe de nós. Aquelas estrelas que vemos no céu à noite são as mais brilhantes do céu – e muitos dos exoplanetas que estudamos estão orbitando essas estrelas. E tudo o que fazemos, de fato, é estudá-las – porque só conseguimos informação sobre exoplanetas de forma indireta, observando como eles afetam a luz das estrelas que orbitam. É como se a estrela fosse o farol de um carro que está a dois campos de futebol de distância de você – e você está procurando por um mosquito passando à frente desse farol. Tudo o que fazemos, de fato, é observar esse farol. 

Estamos procurando por planetas muito menores que suas estrelas – e há fluídos de plasma super quentes em erupção, sendo ejetados e voltando à superfície, e há campos magnéticos e manchas escuras… há muitas coisas acontecendo na superfície de uma estrela, que não é completamente uniforme. Então, precisamos corrigir esses efeitos todos para conseguirmos desemaranhar os sinais e entender a influência indireta que o planeta tem sobre a luz dessa estrela – e que melhor forma de fazer isso do que olhando para o nosso Sol? Nós o conhecemos muito bem – conseguimos ver os detalhes de sua superfície, suas manchas… a superfície do Sol é como a pele de uma laranja, não é lisa – e há outras estrelas assim também. Mas não conseguimos ver a superfície delas tão bem, porque estão muito mais longe – mas conseguimos ver mudanças na luminosidade delas ao longo do tempo. Como essas estrelas giram sobre si mesmas, as manchas aparecem e desaparecem, causando variações na luz delas também.

Mas então, como se diferencia uma mancha escura de um planeta orbitando essa estrela? Porque pode-se confundir os dois, não?

Sim, isso é um risco e já aconteceu. Em algumas das primeiras detecções de exoplanetas, pensamos que era um exoplaneta, quando na verdade era uma mancha. 

Para não confundir as duas coisas é preciso conhecer a estrela, como ela funciona, se tem manchas ou não, com que frequência essas manchas aparecem, como elas evoluirão com o tempo… Uma forma muito boa de se saber se temos um planeta ou não é ter duas detecções diferentes com métodos separados. Eu falava do método de trânsito e do método em que se vê azul e vermelho na estrela quando um planeta passa na frente de uma estrela. Se você consegue ver o trânsito de um planeta e também o “bamboleio” que esse planeta induz na estrela, então pode ter certeza que este é um planeta, mesmo. 

Estudando planetas distantes, você começou a prestar mais atenção aos processos naturais acontecendo aqui mesmo, na Terra. Como isso aconteceu?

Foram duas coisas: uma é minha paixão por plantas, árvores… e ter sido extremamente sortuda durante meu doutorado e agora no pós-doutorado, tendo a oportunidade de viajar para tantos lugares para fazer pesquisa, observações e participar de conferências. Conhecer tantos lugares me fez apreciar melhor o nosso planeta. 

Ao mesmo tempo, paro e penso que estou procurando por outros lugares como a Terra no meu trabalho. E ao fazer isso, percebo que sim, estamos começando a encontrar muitos planetas que têm algumas semelhanças com o nosso – eles são um pouco maiores e mais massivos (porque esses são mais fáceis de encontrar) – e se extrapolarmos sobre esses achados, esperamos que existam muitos outros planetas que se pareçam de alguma forma com a Terra. Mas acontece que nenhum deles será exatamente igual à Terra, certo? Mesmo um planeta gêmeo seria muito diferente – e isso me dá uma razão adicional para apreciar o que temos aqui na Terra. O que temos é muito precioso – e se quisermos manter nosso lar habitável para nós mesmos, temos que trabalhar para isso. Não existem outros lugares como aqui.

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É provável que o turismo para outros planetas habitáveis ainda permaneça no reino da ficção científica por muito tempo (Imagem: NASA-JPL/Caltech)

É uma perspectiva bastante ampla para pensar sobre sobre nosso planeta e nosso lugar no Universo. 

O fato de que estamos encontrando todos esses planetas fora do sistema solar… isso é algo sobre o qual a humanidade tem pensado por milênios. E todo mundo em algum momento, especialmente enquanto criança, já olhou para o céu – e pode ter se perguntado em algum momento se existem outros planetas como o nosso lá fora ou se esses planetas têm vida. As perguntas são muito antigas e as respostas são muito recentes: o primeiro exoplaneta encontrado fora do sistema solar, 51 Pegasi b, foi descoberto em 1995. E o que estamos vivendo com esses achados é uma nova revolução Copernicana – está nos fazendo repensar o nosso lugar no Universo e nos dando uma outra perspectiva. Acho que essas descobertas estão nos ajudando a pensar que sim, existe um monte de planetas no Universo, e provavelmente alguns muito similares à Terra – e podemos ousar pensar que, mesmo que não tenhamos encontrado vida neles ainda, pode haver seres vivos nesses lugares. E quem sabe se esses seres não estão encarando os mesmos problemas que nós? 

Agora mesmo, com as mudanças climáticas que estamos induzindo e com todas as implicações que vêm com elas, estamos mudando a habitabilidade do nosso próprio planeta a ponto de nos prejudicar. Estamos tornando nosso planeta um lugar menos confortável e menos habitável para nós mesmos. E penso que essa revolução Copernicana de encontrar outros planetas além do nosso sistema solar pode nos ajudar a enxergar as coisas de uma outra forma – pensando que talvez não sejamos os únicos a lidar com estas questões no Universo. Assim a situação fica menos dramática e conseguimos pensar que dá para fazer algo para lidar com isso. 

E então esperamos que as gerações futuras farão isso por nós porque falhamos nessa missão.

É bom colocar esperança nas gerações futuras, sim – mas na nossa geração também! Acho que a maior lição que tive com as oportunidades que me foram dadas por fazer astronomia é que nós, como indivíduos, podemos fazer a diferença. Cada um de nós deveria fazer o que acha certo, mesmo sentindo às vezes que o problema não está nas nossas mãos – de alguma forma, ele está, sim. 

Ajuda pensar que somos parte de algo maior. Às vezes eu gosto de pensar sobre o nosso cérebro e sobre como há bilhões de neurônios nele e eles estão “atirando” em direções aleatórias, mas, como um todo, ainda assim conseguimos ter pensamentos coerentes – existem padrões na forma como esses neurônios se comportam em meio ao caos.

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Atualidades sobre a Lua e Exomoons

Recentemente a missão Apollo 11, responsável pelo primeiro pouso na Lua, completou 50 anos e um novo plano está em ação para o retorno. A missão Artemis levará pela primeira vez uma mulher até o solo lunar, sendo um projeto de autoria da NASA, ESA e algumas instituições privadas.

A versão atual do programa Artemis incorpora vários componentes principais de outros projetos cancelados da NASA, tais como o Projeto Constellation (uma nova geração de naves para voos espaciais com humanos) e o Asteroid Redirect Mission (uma futura missão espacial que iria de encontro com um grande asteroide próximo da Terra e usaria braços robóticos com pinças de fixação para recuperar uma pedra de aproximadamente 4 metros do asteroide).

 

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Figura 1: Lua. Créditos: NASA/GSFC/Arizona State University

 

A missão Artemis sofreu vários golpes orçamentários nos últimos anos o que fez com que o projeto adiasse seu cronograma algumas vezes com previsão atual de chegada à Lua em 2024 .

Recentemente uma notícia curiosa chamou a atenção, a sonda israelense Beresheet foi feita para ser a primeira sonda privada a pousar na Lua. E tudo estava indo bem até que os controladores da missão perderam contato em abril enquanto a nave robótica descia. Além de toda a tecnologia que foi perdida no acidente, Beresheet tinha uma carga incomum: alguns milhares de tardígrados conhecidos como ursos-d’água. Muito resistentes, os tardígrados podem sobreviver a temperaturas variando desde pouco mais do que o zero absoluto (-272,15 °C) até os 150°C, pressões altíssimas e grandes níveis de radiação, cerca de 1000 vezes mais que um ser humano pode suportar!

Como a Lua é considerada sem vida, o escritório de proteção planetária da Nasa não desaprova as missões que derramam organismos terrestres em sua superfície. Afinal, astronautas já deixaram para trás seus próprios micróbios nos 96 sacos de lixo humano que aguardam algum futuro limpador na Lua. Se a espaçonave tivesse derramado sua carga viva em Marte, a história poderia ser diferente.

Dentro do sistema Solar sabemos que diversos planetas têm “luas”, satélites naturais, como pode ser visto mais detalhadamente nessa série de artigos da nossa página . Fora do nosso sistema temos as Exomons, “luas” de planetas orbitando estrelas que não se encontram no Sistema Solar. No final de 2018 pesquisadores apresentaram novas observações de uma candidata a “lua” associada ao Kepler-1625b usando o Telescópio Espacial Hubble.

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Figura 2: Impressão artística do planeta Artist’s do planeta Kepler-1625b orbitando sua estrela com a possível exomoon.Créditos:Dan Durda/Science

 

O sistema Kepler-1625 se encontra a mais de 8 mil anos-luz do nosso sistema e contém uma estrela bem similar ao Sol, o planeta Kepler-1625b é um gigante gasoso com cerca de 10 massas da Júpiter. As evidências em favor da hipótese da “lua”, foi baseada em decréscimos de fluxo de luz da estrela consistente com uma grande exomoon em trânsito (passando na frente da estrela). Como todo o trabalho foi feito apenas com os dados do Hubble, os pesquisadores defendem o monitoramento futuro do sistema para verificar as previsões do modelo e confirmar a existência da “lua”.

 

Referências:

[1] Evidence for a large exomoon orbiting Kepler-1625b; Alex Teachey and David M. Kipping; Sci Adv 4 (10), eaav1784. DOI: 10.1126/sciadv.aav1784

[2] https://apod.nasa.gov/apod/ap190716.html

[4] https://www.nasa.gov/artemis/

[3]https://www.theguardian.com/science/2019/aug/06/tardigrades-may-have-survived-spacecraft-crashing-on-moon

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

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Nuvens de Júpiter ou pinturas de Van Gogh?

No início de 2019, a sonda Juno conseguiu capturar mais fotos jovianas de tirar o fôlego. A sonda Juno enviada à Júpiter em 2011 pela NASA tem como missão fornecer informações sobre o campo gravitacional e o campo magnético do planeta, além de ajudar os cientistas a compreenderem um pouco mais sobre sua composição interna (mais informações aqui).

Além de conter todos os aparatos científicos necessários para completar sua missão principal, a nave também é equipada com sensores e câmeras (apelidadas de JunoCam), que desde de 2016, quando a sonda entrou na órbita de Júpiter, vem nos fornecendo imagens de tirar o fôlego.

Essas fotos são possíveis somente devido à proximidade que a sonda consegue chegar do planeta. Isso é inédito, uma vez que as outras sondas que visitaram Júpiter fizeram observações muito distantes na tentativa de evitar a intensa radiação causada pelas partículas do Sol que ficam presas no campo magnético de Júpiter. Juno, por sua vez, foi criada para se esquivar dessa radiação, voando abaixo dos principais cinturões de radiação. 

Em 2017, quando a NASA liberou os primeiros resultados da missão Juno, as fotos já eram deslumbrantes. 

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Créditos: NASA/JPL-CALTECH/SWRI/MSSS/BETSY ASHER HALL/GERVASIO ROBLES.

Nessa foto, podemos ver o polo sul de Júpiter recoberto por ciclones (estruturas ovais no centro da imagem). Alguns desses ciclones podem chegar até 1.400 quilômetros de diâmetro!! Fazendo um paralelo, a nossa lua tem aproximadamente 3.400 quilômetros de diâmetros, então é como se os maiores ciclones de Júpiter fossem equivalente à metade do tamanho da nossa lua!!

Já recentemente, na primeira metade de 2019, quando os cientistas achavam que Júpiter não poderia mais nos surpreender, a sonda surge com mais fotos incríveis que mais parecem ter saído das telas de Van Gogh.

Jupiter.jpgCréditos: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Kevin M. Gill

Essa imagem, de cor aperfeiçoada, criada com a ajuda do cientista Kevin M. Gill, foi obtida em 12 de fevereiro de 2019, quando a sonda realizou seu 18º voo ao redor do gigante gasoso. Na imagem conseguimos ver uma formação arredondada (em marrom), que se acredita ser um sistema complexo de ciclones, rodeada de nuvens turbulentas (em azul e branco).

Além das incríveis fotos, Juno já forneceu informações inéditas que se tornaram grandes descobertas científicas sobre o campo magnético do planeta e suas espetaculares auroras. A missão tem rendido tantas fotos e informações sobre o enigmático gigante gasoso que sua permanência na órbita de Júpiter já foi aprovada pela NASA para até pelo menos 2022.

 

Referências:

https://www.nasa.gov/image-feature/jpl/dramatic-jupiter

https://www.missionjuno.swri.edu/junocam/processing?id=6529