O asteroide Vesta foi descoberto há 218 anos

Vesta fotografado pela sonda Dawn, a 24 de julho de 2011, a uma distância de 5.200 km

    

Vesta (formalmente 4 Vesta) é o terceiro maior asteroide do Sistema Solar, com um diâmetro médio de 530 km. Foi descoberto por Heinrich Wilhelm Olbers a 29 de março de 1807. O nome provém da deusa romana Vesta, a deusa virgem da casa, correspondente à deusa da mitologia grega Héstia. Está localizado na cintura de asteroides, região entre as órbitas de Marte e Júpiter, a 2,36 UA do Sol. Vesta é um asteroide tipo V. O seu tamanho e o brilho pouco comum da superfície fazem de Vesta o mais brilhante asteroide (é o único asteroide que é, ocasionalmente, visível a olho nu).

Teoriza-se que nos primeiros tempos do sistema solar, Vesta era tão quente que o seu interior derreteu. Isto resultou numa diferenciação planetária do asteroide. Provavelmente tem uma estrutura em camadas: um núcleo metálico de níquel-ferro coberto por uma camada (manto) de olivina. A superfície é de rocha basáltica, originária a partir de antigas erupções vulcânicas. A atividade vulcânica não existe hoje.

Em 16 de julho de 2011 a sonda da NASA Dawn entrou em órbita de Vesta para uma exploração de um ano.

      

Comparação de tamanho entre os dez primeiros asteroides descobertos e a Lua

 

in Wikipédia

O asteroide 2 Palas foi descoberto há 223 anos

 

Palas, de Pallas (asteroide 2 Palas) é o segundo maior asteroide, situado na cintura entre Marte e Júpiter. Estima-se que as suas dimensões sejam 558 x 526 x 532 km. A sua composição é única, mas bastante similar à dos asteroides do tipo C.

Foi descoberto a 28 de março de 1802, por Heinrich Olbers, quando observava Ceres. Olbers, batizou-o com o nome da deusa grega da sabedoria.

   

Uma imagem ultravioleta de 2 Palas mostrando a sua forma achatada, feita pelo Telescópio Espacial Hubble

  
História

Em 1801, o astrónomo Giuseppe Piazzi descobriu um objeto que inicialmente confundiu com um cometa. Pouco tempo depois, Piazzi anunciou as suas observações deste objeto, notando que o seu movimento lento e uniforme não era característico de um cometa, sugerindo que seria um objeto diferente.

Durante vários meses, o objeto foi perdido de vista, mas posteriormente Franz Xaver von Zach e Heinrich W. M. Olbers recuperaram-no, utilizando como base uma órbita preliminar calculada por Friedrich Gauss.

Este objeto foi batizado por Ceres e foi o primeiro asteroide a ser descoberto.

Alguns meses depois, em Bremen, Olbers estava a tentar localizar de novo o asteroide Ceres, quando observou um outro objeto novamente na vizinhança. Era o asteroide Palas, que por coincidência passava perto de Ceres naquele tempo.

A descoberta deste objeto causou um grande interesse pela comunidade astronómica: antes deste momento os astrónomos especulavam que devia existir um planeta entre Marte e Júpiter e Olbers havia encontrado um segundo objeto.

A órbita de Palas foi determinada por Gauss, quando encontrou que o período de 4,6 anos era similar ao período de Ceres. Entretanto, Palas teria uma inclinação orbital relativamente elevada ao plano da eclíptica.

Em 1917, o astrónomo japonês Kiyotsugu Hirayama começou a estudar os movimentos dos asteroides. Observando um grupo de asteroides e baseado nos seus movimentos orbitais médios, inclinação e excentricidade, descobriu diversos agrupamentos distintos. Hirayama relatou um grupo de três asteroides associados com Palas, que nomeou como a Família Palas, usando o nome do membro maior do grupo.

Desde de 1994 mais de dez membros desta família foram identificados (os membros têm um afélio entre 2.50–2.82 U.A.; inclinação relativamente ao plano da eclíptica entre 33º e 38°).

A existência da família foi finalmente confirmada em 2002, mediante comparação dos seu espectros.

Palas foi observado ocultando uma estrela, por diversas vezes, incluindo o melhor observação de todos os eventos de ocultação de asteroides, em 29 de maio de 1983, quando as medidas do sincronismo da ocultação foram feitas por 140 observadores. Estes ajudaram a determinar o seu diâmetro exato.

  

Comparação de tamanho dos primeiros 10 asteroides com a Lua da Terra - Palas é o segundo, da esquerda para a direita

  

Caraterísticas

Palas é o terceiro maior objeto da cintura de asteroides, similar a 4 Vesta em volume, mas com menos massa, por ser menos denso. Em comparação, a massa de Palas equivale a aproximadamente a 0,3% da massa da Lua. Tanto Vesta como Palas tiveram o título de "o segundo maior" nalguns momentos da história da astronomia.
Palas tem sido observado ocultando uma estrela várias vezes. Medições cuidadosamente dos tempos de ocultação tem ajudado a dar um diâmetro preciso.
Mas estima-se que, em conjunto com Ceres, que são os únicos corpos da cintura de asteroides de forma esférica.
Durante a ocultação de 29 de maio de 1979 falou-se da descoberta de um possível satélite diminuto, com um diâmetro de 1 km, ainda não foi confirmada. Como curiosidade, o elemento químico paládio (número atómico 46) foi assim batizado em homenagem ao asteroide Palas.

   

in Wikipédia

O primeiro metorito a ser reconhecido pelos cientistas como tal caiu em Alais, na França, há 219 anos

   

La météorite d'Alais est la première météorite de type chondrite carbonée identifiée. Elle est tombée en 1806 près d'Alès, en plusieurs fragments d'une masse totale de 6 kg, dont seulement 0,26 kg a été conservé jusqu'à aujourd'hui. La météorite contient un certain nombre d'éléments chimiques dans des proportions similaires au Système solaire dans son état primordial. Elle contient également des composés organiques et de l'eau. Elle s'est avérée être l'une des météorites les plus importantes découvertes en France. 

Le 15 mars 1806 à 17 h, deux détonations se font entendre près d'Alès dans le Gard (France). Peu de temps après, deux pierres noires et légères sont découvertes sur les communes de Saint-Étienne-de-l'Olm et Valence, pesant respectivement 4 et 2 kg. Les fragments ont été collectés par des personnes qui ont observé l'impact et les ont remis à deux scientifiques locaux. La météorite a été analysée par Louis Jacques Thénard, qui a publié en 1807 une étude montrant qu'elle avait une forte teneur en carbone. Il a été initialement mis en doute que les fragments étaient d'origine non terrestre car ils étaient trop différents des météorites alors connues, puis on s'est rendu compte qu'il s'agissait d'un nouveau type de météorite, rare.  

Aperçu

La météorite d'Alais est l'une des météorites les plus importantes de France. Elle est noire avec une texture friable et lâche, et une faible densité, inférieure à 1,7 g/cm³. Initialement composée de fragments pesant au total 6 kg, elle a fait l'objet d'un examen scientifique approfondi et il n'en reste actuellement que 260 g. Un fragment de 39,3 g est détenu par le Muséum national d'histoire naturelle à Paris. 

 

Composition et classification

La météorite est l'une des cinq météorites connues appartenant au groupe des chondrites CI. Ce groupe est remarquable pour avoir une distribution élémentaire qui a la plus forte similitude avec celle de la nébuleuse solaire. À l'exception de certains éléments volatils, comme le carbone, l'hydrogène, l'oxygène, l'azote et les gaz rares, qui ne sont pas présents dans la météorite, les rapports des éléments sont très similaires. La météorite contient de la cubanite, de la dolomite, de la favorite, de la pyrrhotite et du zircon parmi d'autres minéraux. 

 

Controverse sur l'origine de la vie

La météorite a été au centre d'affirmations controversées sur une origine extraterrestre de la vie depuis la découverte de matière organique sur la météorite par Jöns Jacob Berzelius. Des composés organiques, des acides aminés et de l'eau ont été trouvés dans la météorite. Cependant, les études font la différence entre la matière organique et la matière biologique, cette dernière n'étant pas présente.

 

in Wikipédia

Luas de Saturno? Duzentas e setenta e quatro...!

Saturno soma mais 128 luas e atinge a marca das 274

O planeta Saturno é o campeão do sistema solar em termos de luas. E Júpiter, onde fica o seu número de luas?

  

  

A União Astronómica Internacional (IAU) reconheceu a descoberta de 128 novas luas de Saturno, através do Telescópio Canadá-França-Havai (CFHT), elevando o total para 274, um recorde para o Sistema Solar. 

Entre 2019 e 2021, o céu em redor de Saturno foi monitorizado repetidamente com grande detalhe por astrónomos de vários países, combinando múltiplas imagens para fortalecer o sinal de um objeto astronómico. Desta análise inicial resultaram 64 luas e um número ainda maior de outros objetos que, nessa altura, não puderam ser designados, noticiou na quinta-feira a agência Europa Press. 

 “Sabendo que estas eram provavelmente luas e que provavelmente havia mais a serem descobertas, examinámos os mesmos campos do céu durante três meses consecutivos em 2023”, destacou o investigador principal Edward Ashton, do Instituto de Astronomia e Astrofísica da Academia Sinica, em Taiwan. “De facto, encontrámos 128 novas luas. Com base nas nossas projeções, não creio que Júpiter as vá alcançar [em número]”, acrescentou, citado pela IAU. 

Júpiter e Saturno alternam no título do maior número de luas conhecidas. Saturno tinha 146 até às novas adições, elevando o seu total para 274. Júpiter tem 95 luas conhecidas, e este número também deverá aumentar. No entanto, de acordo com Edward Ashton, Júpiter provavelmente nunca alcançará Saturno.

As 128 novas luas são “luas irregulares”​, objetos captados pelo seu planeta hospedeiro no início da história do sistema solar.

“Estas luas têm apenas alguns quilómetros de tamanho e são provavelmente fragmentos de um número mais pequeno de luas originalmente capturadas, que foram quebradas por colisões violentas, quer com outras luas saturninas, quer com cometas que passavam”, explicou Brett Gladman, professor do Departamento de Física e Astronomia da Universidade da Colúmbia Britânica, no Canadá.
Um mistério no sistema irregular de luas de Saturno foi um factor-chave nesta investigação: dado o elevado número de luas pequenas em comparação com as grandes, ocorreu provavelmente uma colisão algures no sistema de Saturno nos últimos 100 milhões de anos – o que é relativamente recente em termos astronómicos.
Caso contrário, acrescentou Brett ​Gladman, se tivesse passado mais tempo, estas luas teriam colidido umas com as outras e ter-se-iam desintegrado, reduzindo a proporção de luas pequenas e grandes.
A maioria das luas recém-descobertas está localizada perto do subgrupo Mundilfari das luas de Saturno, que, dado o seu tamanho, número e concentração orbital, é provavelmente o local da colisão.
“Estes estudos revelam que os planetas gigantes capturaram algumas luas de tamanho moderado há mais de 4000 milhões de anos durante a sua formação, e agora estamos a observar luas que são, na sua maioria, fragmentos destas luas capturadas originais”​, vincou Brett Gladman.

in Público

A caça ao nono planeta principal do sistema solar continua...

Planeta 9: encontrada “a evidência estatística mais forte até agora”

 

O Planeta X (ou Planeta 9) será um gigante gasoso semelhante a Úrano e Neptuno

Um novo estudo encontrou evidências da existência de um nono planeta – ou “Planeta 9” – na fronteira do nosso Sistema Solar.

Pode ter sido encontrada a “evidência estatística mais forte até agora” de que existe um planeta deste tipo a orbitar nas extremidades do Sistema Solar. A afirmação é do astrónomo Konstantin Bogytin, do Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech), em declarações ao The Independent.

De acordo com o investigador, para chegar a esta conclusão, a equipa analisou o movimento de Objetos Transnetunianos (TNOs), isto é, corpos celestes de vários tamanhos além da órbita de Neptuno, que incluem planetas anões como Plutão e Éris.

A equipa concentrou-se em TNOs que eram ignorados devido aos seus movimentos instáveis, causados ​​pela gravidade de Neptuno. Esta instabilidade torna os seus caminhos mais difíceis de interpretar, mas os investigadores aceitaram de bom grado o desafio.

Os dados foram então inseridos em simulações e combinados com forças conhecidas de outros planetas, estrelas que passam e a maré galáctica proveniente da Via Láctea – o impulso e a atração da própria galáxia. Foram executados dois conjuntos de simulações: um que assumia que o Planeta Nove estava onde os astrónomos pensam que poderia estar, e outro que assumia simplesmente que o Planeta Nove não existe.

“Tendo em conta os preconceitos observacionais, os nossos resultados revelam que a arquitetura orbital deste grupo de objetos se alinha estreitamente com as previsões do modelo inclusivo do P9”, escreveram os investigadores, citados pelo Science Alert.

No entanto, os investigadores admitem que ainda estamos muito longe de obter provas conclusivas de que o Planeta Nove existe.

Tentativas anteriores de o detetar, analisando os seus efeitos hipotéticos no resto do Sistema Solar, foram insuficientes. Ainda assim, à medida que surgem telescópios mais poderosos, esta questão tem cada vez mais hipóteses de ser resolvida.

Com base nos cálculos da equipa, um planeta que corresponda às características esperadas do Planeta Nove seria relativamente pequeno, com uma massa apenas cinco vezes a da Terra e uma distância cerca de 500 vezes maior do que a nossa distância ao Sol.

O artigo científico foi aceite para publicação no Astrophysical Journal Letters e pode ser consultado no arXiv .

 

in ZAP

Os anéis de Úrano foram descobertos há 48 anos

Sistema de anéis e satélites de Úrano (as linhas contínuas indicam os anéis e as descontínuas órbitas dos seus satélites

   

Os anéis de Úrano são um sistema de anéis planetários que rodeiam esse planeta. Têm uma complexidade intermédia entre os extensos anéis de Saturno e os sistemas mais simples que circundam Júpiter e Netuno. Foram descobertos, em 10 de março de 1977, por James L. Elliot, Edward W. Dunham e Douglas J. Mink. Há mais de 200 anos, William Herschel também anunciou a observação de anéis, mas os astrónomos modernos mostram-se céticos que realmente pudesse tê-los observado, pois são muito obscuros e fracos. Foram descobertos mais dois anéis, em 1986, nas imagens feitas pela sonda espacial Voyager 2, e em 2003–2005 foram encontrados outros dois anéis externos, em fotografias do Telescópio Espacial Hubble.

Em 2009, eram conhecidos, no sistema de anéis de Úrano, 13 anéis diferentes. Em ordem crescente de distância desde o planeta, designam-se com a notação 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν e μ. Os seus raios oscilam entre os 38 000 km do anel 1986U2R/ζ aos 98 000 km do anel μ. Podem encontrar-se faixas de poeira fracas e arcos incompletos adicionais entre os anéis principais. Os anéis são extremamente obscuros - o albedo de Bond das partículas dos anéis não excede 2%. Provavelmente sejam compostos por água congelada com alguns compostos orgânicos escuros processados pela radiação.

A maioria dos anéis de Úrano tem poucos quilómetros de largura. O sistema de anéis contém, em geral, pouca poeira. Principalmente está composto por corpos grandes, de 0,2–20 metros de diâmetro. Porém, alguns anéis são oticamente finos. Os anéis 1986U2R/ζ, μ e ν, de aparência larga e débil, estão formados por partículas de poeira, enquanto o anel λ, estreito e débil, também contém corpos de tamanho maior. A relativa carência de poeira no sistema de anéis é devida à resistência aerodinâmica da parte mais externa da exosfera de Úrano - a coroa.

Acredita-se que os anéis de Úrano são relativamente novos, com uma idade inferior a 600 milhões de anos. Provavelmente originaram-se dos fragmentos da colisão de vários satélites que existiram em algum momento. Após a colisão ficaram decompostos em numerosas partículas que sobreviveram como anéis estreitos e oticamente densos, em zonas estritamente confinadas de máxima estabilidade.

Ainda não se compreende bem o mecanismo pelo qual se confinam em anéis estreitos. A princípio assumia-se que cada anel estreito era pastoreado por um par de satélites próximos que lhe davam forma. Porém, em 1986 a Voyager 2 descobriu apenas um desses pares de satélites, Cordélia e Ofélia, sobre o anel mais brilhante (ε).

  

in Wikipédia

A sonda Pioneer 10 foi lançada há 53 anos

Placa da Pioneer10

 

A Pioneer 10, sonda interplanetária norte-americana, foi uma missão interplanetária desenvolvida a partir do Programa Pioneer, que consistiu no desenvolvimento e gestão de oito missões interplanetárias (Pioneer 6, 7, 8, 9, 10, 11, Venus Orbiter e Venus Multiprobe). Também conhecida como Pioneer F, foi desenhada juntamente com a Pioneer 11 (ou G) para o cumprimento dos objetivos definidos no Pioneer Jupiter Mission.

As Pioneer 10 e 11 receberam no seu corpo principal placas de ouro com uma mensagem com a imagem humana, caso a Pioneer 10 ou 11 fossem intercetadas por seres extraterrestres inteligentes.

Devido às características das órbitas da Terra e de Júpiter, a cada treze meses surge uma janela de lançamento que permite uma viagem interplanetária mais económica em termos energéticos (menos combustível e como tal, menos peso), foi definido que se iriam construir duas sondas idênticas a serem lançadas com um intervalo de treze meses. A primeira (a Pioneer 10) a ser lançada em 1972 e a segunda (a Pioneer 11) em 1973. O programa foi aprovado em fevereiro de 1969, definindo, a partida, três grandes objetivos para a missão:

1. Explorar o meio interplanetário para além da órbita de Marte;
2. Investigar a cintura de asteróides e verificar os perigos que esta representa para as sondas nas missões para além da órbita de Marte, e
3. Explorar o sistema de Júpiter.

(...)

A 2 de março de 1972 um lançador Atlas-Centaur colocou a sonda numa trajetória em direção a Júpiter (adquirindo nesse momento a sua designação definitiva de Pioneer 10) a uma velocidade de 51.680 km/h (na altura, representava a mais elevada velocidade de qualquer artefacto feito pelo homem). Após a sua separação do andar Centaur, a sonda articula as vigas de suporte dos RTG para a sua posição final.

Apenas 11 horas após o seu lançamento, a Pioneer 10 passa pela órbita da Lua e inicia a ligação sequencial dos vários instrumentos a bordo. Devido a uma orientação desfavorável que coloca o Sol a incidir sobre o compartimento dos instrumentos, a sonda não pode orientar a antena parabólica diretamente para a Terra.

A 15 de julho de 1972 a sonda atinge a cintura de asteroides, passando a mais de 8 milhões de km do asteroide Nike, de 24 km de diâmetro. Os cálculos de probabilidade para uma passagem sem incidentes era de 9:1. Durante a viagem, a Pioneer 10 teve a oportunidade de estudar uma tempestade solar em correlação com as outras sondas Pioneer que se encontravam em órbita do Sol (Pioneer 6, 7, 8 e 9).

Em fevereiro de 1973, a Pioneer 10 completa a passagem pela cintura de asteroides. Após o sucesso da passagem, é determinado que a Pioneer 11 irá seguir uma trajetória semelhante, sendo lançada a 5 de abril de 1973. A 6 de novembro de 1973, a Pioneer 10 inicia a captação de imagens de teste e a 3 de dezembro passa a 130.000 km da superfície de Júpiter. A aceleração gravítica de Júpiter acelerou a velocidade da sonda para 132.000 km/h.

A precisão do voo interplanetário permitiu que a sonda atingisse o ponto máximo de aproximação a Júpiter com uma antecipação de apenas 1 minuto em relação ao projetado. Quando atingiu a distância de 500.000 km da superfície de Júpiter as imagens obtidas começam a ter melhor definição do que as melhores até então conseguidas através dos instrumentos na Terra. As imagens eram captadas através de filtros azuis e vermelhos. Através de técnicas de extrapolação, cria-se uma terceira imagem verde. A combinação das três imagens permitia a criação de uma imagem a cores reais. A Pioneer 10 confirmou a existência da magnetosfera jupiteriana.

Com a passagem pelo periapsis (ponto mais próximo de um orbita ou trajetória) os instrumentos começam a ressentir-se das elevadas doses de radiação a que estão sujeitos pelo campo magnético de Júpiter. Pouco após, a sonda entrou em ocultação por trás de Júpiter, cortando todas as comunicações com a Terra.
Após a passagem por Júpiter, a sonda seguiu numa trajetória que a levará para fora do sistema solar. Passa em 1976 pela órbita de Saturno, em 1980 pela órbita de Úrano e em 1983 pela de Plutão.
O último sinal recebido pela Pioneer 10 foi em 23 de janeiro de 2003. Até ao seu último sinal ela continuou enviando informações do sistema solar exterior. Em 1980 uma aceleração anómala foi notada a partir da análise de dados da Pioneer 10 e Pioneer 11. O problema é conhecido como Anomalia das Pioneers e foi observado noutras sondas como a Galileu e a Ulisses.
A validação das tecnologias e protocolos envolvidos permitiram e abriram caminho ao desenvolvimento do projeto Mariner Jupiter-Saturn Mission que em 1977 lançou duas sondas para Júpiter e Saturno com as designações de Voyager 1 e Voyager 2.
Em outubro de 2005 a Pioneer 10 encontrava-se a uma distância do Sol de 89,1 UA (Unidades Astronómicas) afastando-se do Sol a uma velocidade de 12,2 km/s.
Em outubro de 2009, a sonda atingiu a marca de 100 UA (15 mil milhões de km) de distância do Sol, tornando-se o segundo mais distante objeto existente produzido pela humanidade, perdendo apenas para a sonda Voyager 1.
Daqui a cerca de 14.000 anos ou pouco mais, a sonda ultrapassará os limites da Nuvem de Oort, saindo assim do sistema solar (influência do campo magnético do Sol). A sua posição atual situa-se na constelação de Touro, para onde se encaminha a uma velocidade relativa de 2,6 UA por ano, na direção da estrela Aldebarã (Alfa de Touro) onde chegará daqui a cerca de 2.000.000 de anos, caso resista.

 in Wikipédia

O meteorito de Allende caiu há 56 anos

Fragmento do meteorito Allende

Allende é um meteorito caído no estado mexicano de Chihuahua. A sua queda ocorreu às 01.05 horas do dia 8 de fevereiro de 1969, e a bola de fogo originada pela sua entrada na atmosfera terrestre foi testemunhada por milhares de pessoas.

O meteorito Allende é o maior condrito (tipo de meteorito primitivo) já descoberto. Como resultado de uma pesquisa neste meteorito, foi descoberto um novo óxido de titânio e esse mineral foi batizado de panguite.

  

in Wikipédia

  

Panguite é um mineral constituído de óxido de titânio encontrado a partir de pesquisas feitas no meteorito Allende, caído no estado mexicano de Chihuahua em 8 de fevereiro de 1969. Acredita-se que este mineral esteja entre os mais antigos formados no sistema solar. Descoberto em 2012 por cientistas do Instituto de Tecnologia da Califórnia, esse mineral era, até então, desconhecido pela ciência. O seu nome homenageia a antiga divindade chinesa Pan Gu, criador do yin e yang.

  

Composição

Este mineral possui a fórmula química (Ti⁴⁺,Sc,Al,Mg,Zr,Ca)_1.8O₃. Os elementos encontrados na panguite são titânio, escândio, alumínio, magnésio, zircónio, cálcio e oxigénio. Nas amostras retiradas do meteorito, também foram encontrados zircónio enriquecido. A panguite foi encontrada associada com um outro mineral identificado como davisite e com olivina agregada.

Origem e Propriedades

A panguite, está na classe dos minerais refratários, que se formaram sob altas temperaturas e pressões extremamente altas, o que ocorreu há mais ou menos 4.500 milhões de anos atrás, no inicio do nosso sistema solar. Isso faz com que a panguite seja um dos minerais mais antigos de nosso Sistema Solar. O zircónio é um dos elementos determinantes para se saber as condições de antes e durante a formação do nosso sistema solar.

Descoberta 

Chi Ma, diretor da Divisão de Análise Cientifica Planetária e Geológica (Geological and Planetary Sciences Division Analytical Facility) do Instituto de Tecnologia da Califórnia (California Institute of tecnology), foi o principal autor do artigo referente à panguite, publicado no American Mineralogist. Chi Ma estava liderando uma pesquisa de Nano-Mineralogia desde o ano de 2007, em meteoritos primitivos, no qual se inclui o meteoro Allende. O mineral foi primeiramente descrito e submetido à apreciação na Conferência Anual de Ciência Planetária e Lunar (Lunar and Planetary Science Conference), ocorrida em 2011.

  

in Wikipédia

John Couch Adams, um astrónomo que previu a existência de Neptuno, morreu há 133 anos

 

John Couch Adams (Laneast, Cornualha, 5 de junho de 1819 - Londres, 21 de janeiro de 1892) foi um astrónomo britânico.

Ainda estudante do St John's College (Cambridge), propôs a teoria que o notabilizou, segundo a qual as irregularidades observadas no movimento do planeta Úrano seriam provocadas pela existência de um outro planeta, até então desconhecido. Mais tarde, conseguiu provar a sua hipótese e, consequentemente, a existência desse novo planeta, que foi denominado de Neptuno. Nessa descoberta, porém, Adams foi precedido por um outro astrónomo, o francês Urbain Le Verrier.

Durante a sua vida, Adams exerceu vários cargos importantes como presidente da Royal Astronomical Society e diretor do Observatório de Cambridge. Também realizou importantes estudos sobre o magnetismo terrestre e a gravitação. Foi Professor Lowndeano de Astronomia e Geometria.

in Wikipédia

A sonda Venera 9 aterrou em Vénus há 49 anos

Maquete da Venera 9 - o aterrizador estava alojado dentro da esfera

   

A Venera 9 foi uma sonda espacial enviada a Vénus e fazia parte do Programa Venera, desenvolvido pelo programa espacial soviético e era essencialmente idêntica à Venera 10.

A sonda era composta por um orbitador e um aterrizador e pesava no total 4.936 kg. Foi lançada no dia 8 de junho de 1975 e chegou a Vénus no dia 22 de outubro de 1975. Fez medições da atmosfera do planeta e obteve as primeiras fotos de sua superfície.

 

Primeira foto tirada da superfície de Vénus (horizonte está no canto superior direito) - as rochas possuem algumas dezenas de centímetros de largura

 

 

O objetivo do orbitador era atuar como um retransmissor de comunicação para o aterrizador e explorar as camadas de nuvens e vários parâmetros atmosféricos. Consistia de um cilindro com dois painéis solares e uma antena parabólica de alto ganho presa na superfície curva. Uma unidade em forma de sino presa na parte inferior do cilindro, abrigava o sistema de propulsão e na parte de cima havia uma esfera com diâmetro de 2,4 m que abrigava o aterrizador. Pesava 2300 kg e possuía os seguintes instrumentos:

Objetivo do estudo	Instrumento
Estrutura da atmosfera e nuvens; condições de luz e calor através de características ópticas	Telefotómetro - câmera de TV (λ < 0,4 μm) Espectrómetro (λ = 0,24 - 0,7 μm) Espectrómetro infra-vermelho (λ = 1,7 - 2,8 μm) Radiómetro infravermelho (λ = 8 - 40μm ) Fotómetro ultravioleta (λ = 0,35 μm) Fotopolarímetro (λ = 0,4 - 0,8 μm) Transmissor de RF (ocultação)
Estudo da superfície	Transmissor de RF (radar biestático)
Estudo da atmosfera superior e ionosfera	Fotómetro para linha Lyman-α Espectrómetro (λ = 0,3 - 0,8 μm) Transmissor de RF
Estudo da interação do planeta com o vento solar	Magnetómetro Espectrómetro eletrostático de plasma Armadilha para partículas carregadas

 

 

 

Conceção artística do aterrizador da Venera 9 na superfície de Vénus

 

 

A Venera 9 transmitiu a primeira foto da superfície de Vénus, tirada de uma altura de 90 cm, na verdade, foram as primeiras fotos recebidas da superfície de um outro planeta. O aterrizador deveria transmitir uma foto panorâmica de 360°, mas como uma das proteções da câmara falhou em ser ejetada, apenas um panorama de 180° foi recebido. A iluminação do local era semelhante a um dia nublado na Terra e a imagem mostra claramente a presença de rochas planas ao redor do aterrizador.

Alguns resultados preliminares indicaram:

• nuvens com espessuras de 30 a 40 km;
• pressão na superfície de aproximadamente 90 atm (terrestres);
• temperatura na superfície de 485 °C;
• níveis de luz comparáveis a dias nublados de verão na Terra;
• ausência aparente de poeira no ar e uma variedade de rochas de 30 a 40 cm não erodidas;
• os constituintes das rochas do local de pouso indicavam serem semelhantes ao basalto;
• a velocidade dos ventos no local de pouso variavam de 0,4 a 0,7 m/s, uma velocidade baixa com consequente pouca poeira no ar;
• a velocidade dos ventos variava entre 50 a 100 m/s nas altitudes de 40 a 50 km respetivamente..

Após transmitir informações por 53 minutos, o aterrizador encerrou as transmissões. Isso ocorreu não em função das condições adversas na superfície (a temperatura interna da sonda era de 60°C e os instrumentos estavam em operação), mas em função da não retransmissão dos sinais pelo orbitador que já se encontrava fora da linha de visada.

 

in Wikipédia

A sonda Voyager 1 foi lançada há 47 anos...

 

Voyager 1 é uma sonda espacial norte-americana lançada ao espaço em 5 de setembro de 1977 para estudar Júpiter e Saturno, prosseguindo posteriormente para o espaço interestelar. Em 4 de setembro de 2020, a sonda somou 42 anos, 11 meses e 30 dias em operação, recebendo comandos de rotina e transmitindo dados para a Terra. A sonda foi a primeira a entrar no espaço interestelar, informação oficialmente confirmada pela NASA no dia 12 de setembro de 2013.

Inserida no programa Voyager, que previa o desenvolvimento de duas sondas de exploração inter-planetária (Voyager 1 e 2), ela tinha como objetivo a realização de um "Grand Tour" espacial, aproveitando o posicionamento favorável dos gigantes gasosos do Sistema Solar. Originalmente, porém, o Grand Tour foi desenhado para permitir visitas a apenas Júpiter e Saturno. Sua missão inicial e primária encerrou-se em 20 de novembro de 1980, após seu encontro com o sistema joviano em 1979 e o sistema saturniano em 1980.

A Voyager 1, apesar de ter sido lançada para a sua missão após a Voyager 2, seguiu uma trajetória mais favorável atingindo o seu ponto mais próximo de Júpiter em 5 de março de 1979, após o qual deu início a uma nova trajetória para interseção do sistema de Saturno ao qual chegou no dia 12 de novembro de 1980. Esta trajetória mais rápida e desenhada de forma a permitir uma posição mais favorável à observação de Io e de Titã, não permitiu à sonda a continuação da missão em direção a Úrano e/ou Neptuno. Assim, a Voyager 1, seguiu uma trajetória que a levaria a sair do Sistema Solar numa direção oposta à da sonda Pioneer 10.

Ao longo da sua missão científica, a Voyager 1 permitiu o desenvolvimento do nosso conhecimento dos sistemas de Júpiter (obtendo mais de 19 mil imagens de Júpiter e dos seus satélites) e Saturno através do envio de imagens de elevada qualidade e de outras informações obtidas através dos variados instrumentos instalados na sua plataforma. Descobriu três satélites em Saturno: Atlas, Prometeu e Pandora. Após a sua missão planetária, a Voyager 1 iniciou a fase de exploração das fronteiras do Sistema Solar denominada Voyager Interstellar Mission ou VIM, que propõe o estudo da heliosfera e da heliopausa. Espera-se, assim, que a Voyager 1 seja o primeiro instrumento humano a estudar o meio interestelar.

A par da sua gémea, a Voyager 2, lançada duas semanas antes, a 20 de agosto de 1977, a Voyager 1 possui um detetor de raios cósmicos, um magnetómetro, um detetor de ondas de plasma, e um detetor de partículas de baixa energia, todos ainda operacionais. Para além destes equipamentos, possui um espectrómetro de ondas ultravioleta e um detetor de ventos solares, já fora de operação.

  

 

Para além deste equipamento, as duas sondas carregam consigo um disco (e a respetiva agulha) de cobre revestido a ouro, contendo uma apresentação para outras civilizações, com 115 imagens (onde estão incluídas imagens do Cristo Redentor no Brasil, a Grande Muralha da China, pescadores portugueses, entre outras), 35 sons naturais (vento, pássaros, água, etc.) e saudações em 55 línguas, incluindo em língua portuguesa, feita em Portugal e no Brasil. Foram também incluídos excertos de música étnica, de obras de Beethoven e Mozart, e "Johnny B. Goode" de Chuck Berry. Atualmente, a Voyager 1 é o mais distante objeto feito pelo homem a partir da Terra, viajando fora do planeta e distanciando-se do Sol a uma velocidade relativamente mais rápida que qualquer outra sonda.

    

Saturno fotografado a 5,3 milhões de quilómetros de distância

    

in Wikipédia

A sonda Voyager 2 foi lançada há 47 anos

  

A Voyager 2 é uma sonda espacial norte-americana lançada pela NASA a 20 de agosto de 1977 da Estação da Força Aérea de Cabo Canaveral, na Flórida. Aproximou-se dos quatro planetas gigantes do Sistema Solar, produzindo valiosíssimos resultados científicos e as melhores fotografias daqueles corpos e dos seus satélites obtidas até então. Tornou-se o quarto artefacto humano a ultrapassar a órbita de Plutão em 1989, e em 2005 encontrava-se a uma distância de cerca de 75 UAs da Terra.

Utilizou uma técnica de auxílio a navegação que utiliza a atração gravítica dos planetas aos quais se aproxima. Esta técnica permite às sondas receberem uma aceleração e uma alteração de direção por forma a serem colocadas numa nova direção que as leve a um novo destino. Desta forma, as sondas podem ser construídas de forma mais leve (não necessitam de tanto combustível para aceleração e mudanças de direção), mas implica uma grande precisão nas aproximações aos planetas a visitar.

A sonda aproximou-se de Júpiter em 9 de julho de 1979, a uma distância de 570.000 quilómetros. Ela descobriu alguns anéis ao redor de Júpiter, assim como a atividade vulcânica na lua Io. Dois novos satélites de pequeno porte, Adrastea e Metis. foram encontrados orbitando. Um terceiro satélite novo, Tebe, foi descoberto entre as órbitas de Amalteia e Io. A sonda em seguida visitou Saturno, em 25 de janeiro de 1981, a uma distância de 101.000 quilómetros da superfície do planeta. Em seguida, visitou Urano, em 24 de janeiro de 1986.

Uma das novidades foi a descoberta de 11 satélites naturais (Cordélia, Ofélia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalinda, Belinda, Perdita e Puck) e de um anel ao redor de Urano. Também descobriu-se que o Polo Sul de Urano estava apontado diretamente para o Sol. Depois de visitar Urano, a sonda dirigiu-se em direção a Neptuno, até que chegou lá em agosto em 1989, também chegando a pesquisar seu satélite natural Tritão. Após a passagem pela órbita de Plutão, a Voyager 2 iniciou a sua saída do Sistema Solar.

A sonda tem, anexado a sua parte externa, um disco fonográfico feito de ouro intitulado "Sounds of the Earth" (Sons da Terra), com uma hora e meia de música e alguns sons da natureza do planeta Terra. O disco traz instruções de uso e a frase "For makers of music of all worlds and all times" ("Para os produtores de música de todos os mundos e todos os tempos"). O objetivo deste disco é levar dados da Terra para uma possível civilização exterior.

Em maio de 2010, a sonda alcançou a distância de 92 UA do Sol, a uma velocidade de 3,3 UA por ano (15,4 km/s), localizando-se na constelação de Telescópio. Prevê-se que, depois de 2030, a sonda perderá contacto com a Terra.

Em 2020 a Voyager 2 encontra-se no espaço inter-estelar, a mais de 13,5 mil milhões de quilómetros da Terra (Plutão fica a uma distância média de cerca de 6 mil milhões de quilómetros do Sol). Em novembro de 2020, a NASA recuperou as comunicações com a sonda, após melhorias feitas à antena Deep Space Station 43 na Austrália, que é a única que tem capacidade para comunicar com a nave. As comunicações ficaram suspensas desde que a antena deu início a trabalhos de reparação e melhoramentos em março de 2020.

A Voyager 2, a mais de 18,7 mil milhões de quilómetros de distância da Terra e ficando cada vez mais longe, no entanto, foi capaz de receber qualquer comunicação da Terra. A Voyager 2 mandou após 17 horas e 24 minutos um sinal confirmando que havia recebido as instruções e executou os comandos sem emitir em 30 de outubro de 2020.

A sonda deverá ainda percorrer um grande espaço vazio antes de chegar a outros corpos celestes. Em torno de 14 mil anos ou mais, a exemplo da sua sonda-irmã Voyager 1, ela emergirá da Nuvem de Oort em direção ao espaço interestelar absoluto (totalmente fora da influência do campo gravitacional do Sol), desde que não haja nenhum anteparo físico (detritos ou corpos celestes) para impedi-la. Em torno de 296.000 anos, ela passará perto da estrela Sirius, a estrela alfa da constelação de Cão Maior e que está a 4,3 anos-luz da Terra.

 

in Wikipédia

Há novidades sobre o planeta anão Plutão e o seu coração...

O mistério do coração de Plutão foi finalmente resolvido

 

Representação artística do enorme e lento impacto em Plutão que levou à estrutura em forma de coração na sua superfície

 

Impacto gigante e lento de ângulo oblíquo deu origem ao “coração partido” do anão, verificou nova investigação - que também desmente a presença de um oceano subsuperficial de água líquida no planeta.

O mistério de como Plutão adquiriu uma característica gigante em forma de coração na sua superfície foi finalmente resolvido por uma equipa internacional de astrofísicos liderada pela Universidade de Berna e por membros do NCCR (National Center of Competence in Research) PlanetS.

A equipa é a primeira a reproduzir com sucesso a forma invulgar, através de simulações numéricas, atribuindo-a a um impacto gigante e lento de ângulo oblíquo.

Desde que as câmaras da missão New Horizons da NASA descobriram, em 2015, uma grande estrutura em forma de coração à superfície do planeta anão Plutão, que este “coração” tem intrigado os cientistas devido à sua forma única, composição geológica e elevação.

Uma equipa de cientistas da Universidade de Berna, incluindo vários membros do NCCR PlanetS, e da Universidade do Arizona em Tucson utilizou simulações numéricas para investigar as origens de Sputnik Planitia, a parte ocidental em forma de lágrima da superfície em forma de “coração” de Plutão.

De acordo com a sua investigação, a história inicial de Plutão foi marcada por um evento cataclísmico que formou Sputnik Planitia: uma colisão com um corpo planetário, com cerca de 700 km de diâmetro.

As descobertas da equipa, recentemente publicadas na revista Nature Astronomy, sugerem também que a estrutura interna de Plutão é diferente do que se supunha anteriormente, indicando que não existe um oceano subterrâneo.

 

Um coração dividido

O “coração”, também conhecido como Tombaugh Regio, captou a atenção do público imediatamente após a sua descoberta. Mas também captou imediatamente o interesse dos cientistas porque está coberto por um material de alto albedo que reflete mais luz do que os seus arredores, criando a sua cor mais branca.

No entanto, o “coração” não é composto por um único elemento. Sputnik Planitia (a parte ocidental) cobre uma área de 1200 por 2000 quilómetros, o que equivale a um-quarto da Europa ou dos Estados Unidos. O que é surpreendente, no entanto, é que esta região é três a quatro quilómetros mais baixa em elevação do que a maior parte da superfície de Plutão.

“A aparência brilhante de Sputnik Planitia deve-se ao facto de estar predominantemente cheia de nitrogénio gelado branco que se move e convecta para alisar constantemente a superfície. Este nitrogénio provavelmente acumulou-se rapidamente após o impacto, devido à mais baixa altitude”, explica o Dr. Harry Ballantyne da Universidade de Berna, autor principal do estudo.

A parte oriental do “coração” está também coberta por uma camada semelhante, mas muito mais fina, de nitrogénio gelado, cuja origem ainda não é clara para os cientistas, mas está provavelmente relacionada com Sputnik Planitia.

 

Um impacto oblíquo

“A forma alongada de Sputnik Planitia sugere fortemente que o impacto não foi uma colisão frontal direta, mas sim oblíqua“, salienta o Dr. Martin Jutzi da Universidade de Berna, que deu início ao estudo.

Assim, a equipa, tal como várias outras em todo o mundo, utilizou o seu software de simulação SPH (Smoothed Particle Hydrodynamics) para recriar digitalmente tais impactos, variando a composição de Plutão e do objeto impactante, bem como a velocidade e o ângulo. Estas simulações confirmaram as suspeitas dos cientistas sobre o ângulo oblíquo do impacto e determinaram a composição do objeto.

“O núcleo de Plutão é tão frio que as rochas permaneceram muito duras e não derreteram apesar do calor do impacto e, graças ao ângulo e à baixa velocidade, o núcleo do objeto não se afundou no núcleo de Plutão, mas permaneceu intacto, como uma mancha, sobre ele”, explica Harry Ballantyne. “Algures por baixo de Sputnik está o núcleo remanescente de outro corpo massivo, que Plutão nunca chegou a digerir”, acrescenta o coautor Erik Asphaug da Universidade do Arizona.

Esta força do núcleo e a velocidade relativamente baixa foram fundamentais para o sucesso destas simulações: uma força menor resultaria numa superfície muito simétrica que não se parece com a forma de lágrima observada pela New Horizons.

“Estamos habituados a pensar nas colisões planetárias como acontecimentos incrivelmente intensos em que se podem ignorar os pormenores, exceto coisas como a energia, o momento e a densidade. Mas no Sistema Solar distante, as velocidades são muito mais baixas e o gelo sólido é forte, pelo que temos de ser muito mais precisos nos nossos cálculos. É aí que começa a diversão”, diz Erik Asphaug.

As duas equipas têm um longo historial de colaborações conjuntas, explorando desde 2011 a ideia de “salpicos” planetários para explicar, por exemplo, as características do lado oculto da Lua. Depois da nossa Lua e de Plutão, a equipa da Universidade de Berna planeia explorar cenários semelhantes para outros corpos do Sistema Solar exterior, como o planeta anão Haumea, semelhante a Plutão.

 

Não há um oceano subsuperficial em Plutão

O estudo atual lança também uma nova luz sobre a estrutura interna de Plutão. De facto, é muito mais provável que um impacto gigante como o simulado tenha ocorrido muito cedo na história de Plutão.

No entanto, isto coloca um problema: espera-se que uma depressão gigante como Sputnik Planitia se mova lentamente em direção ao polo do planeta anão devido às leis da física, uma vez que tem um défice de massa, mas paradoxalmente, está perto do equador.

A explicação teórica anterior era que Plutão, tal como vários outros corpos planetários no Sistema Solar exterior, tem um oceano subsuperficial de água líquida. De acordo com esta explicação anterior, a crosta gelada de Plutão seria mais fina na região de Sputnik Planitia, fazendo com que o oceano se avolumasse aí e, como a água líquida é mais densa do que o gelo, acabaria por haver um excedente de massa que induziria a migração para o equador.

No entanto, o novo estudo oferece uma perspetiva alternativa.

“Nas nossas simulações, todo o manto primordial de Plutão é escavado pelo impacto e, à medida que o material do núcleo do objeto impactante “salpica” o núcleo de Plutão, cria um excesso de massa local que pode explicar a migração para o equador sem um oceano subsuperficial ou, no máximo, um oceano muito fino”, explica Martin Jutzi. A Dra. Adeene Denton da Universidade do Arizona, também coautora do estudo, está atualmente a realizar um novo projeto de investigação para estimar a velocidade desta migração.

“Esta nova e inventiva origem para a característica em forma de coração de Plutão pode levar a uma melhor compreensão da origem do planeta anão”, conclui.

 

in ZAP

 

 Fotografia em cores de Plutão, obtida pela sonda New Horizons em 14 de julho de 2015