Novas Descobertas | Celestes

Supernovas:

2014bw – galáxia PGC 59263 – (Hercules) – magnitude 16.8
2014bv – galáxia NGC 4386 – (Draco) – magnitude 16.1
2014bu – galáxia NGC 694 – (Aries) – magnitude 15.5
2014bt – galáxia IC 5128 – (Grou) – magnitude16.7
2014bs – galáxia NGC 5270 – (Virgo) – magnitude 16.9
2014br – galáxia ESO 147-G17 – (Tucana) – magnitude. 17.1
2014bq – galáxia anônima – (Bootes) – magnitude 17.8
2014bp – galáxia anônima – (Bootes) – magnitude 18.1
2014bo – galáxia PGC 2186020 – (Hercules) – magnitude 19.7 (imagem indisponível até o momento)
2014bn – galáxia IC 1370 – (Aquarius) – magnitude 18.2

Cometas:

P/2014 MG4 (SPACEWATCH-PANSTARRS) [28/07/14]
P/2014 O1 = P/2000 QJ46 (LINEAR) [27/07/14]

P/2014 M5 = P/2003 O3 (LINEAR)
C/2014 N3 (NEOWISE)
C/2014 N2 (PANSTARRS)
P/2014 N1 = 2004 V1 (SKIFF)
P/2014 M4 (PANSTARRS)
C/2014 M3 (CATALINA)
C/2014 M2 (CHRISTENSEN)
C/2014 M1 (PANSTARRS)

Novas:

NOVA CYGNI 2014
NOVA SCORPII 2014
NOVA CEPHEI 2014
NOVA SAGITTARII 2014

Exoplanetas:

Kepler-421 b (21/07/14) [Lyra]

DESSINCRONIZAÇÃO DA ROTAÇÃO DA TERRA E O SEU NÚCLEO

Sydney (Austrália), 13 mai (EFE).- O núcleo da Terra gira a diferentes velocidades, acelerando e desacelerando com frequência, e este movimento não é sincronizado com a da massa restante do planeta, segundo um estudo divulgado nesta segunda-feira na Austrália.

A pesquisa liderada por Hrvoje Tkalcic da Universidade Nacional Australiana (ANU, na sigla em inglês) revelou que não só a taxa de rotação do núcleo é diferente à do manto - a camada que fica abaixo da crosta terrestre -, mas, além disso, sua velocidade é variável.

"É a primeira evidência experimental que o núcleo roda a diferentes velocidades", disse Tkalcic em comunicado da ANU.

Os pesquisadores descobriram que em comparação com o manto, o núcleo girou mais velozmente na década de 1970 e 1990, mas desacelerou na de 80.

"A aceleração mais dramática provavelmente ocorreu nos últimos anos, embora necessitemos fazer mais testes para confirmar esta observação", comentou Tkalcic, ao lembrar que Edmund Halley tenha especulado que as camadas internas da Terra rodavam em uma velocidade diferente, em 1692.

Para efeitos do estudo, o especialista em física e matemática analisou, através de um método inovador, os registros dos terremotos duplos dos últimos 50 anos para medir a velocidade da rotação do núcleo terrestre.

Os terremotos duplos são dois tremores de magnitude quase idêntica que podem ser registrados em um período que varia entre duas semanas a 40 anos, e que se diferenciam das réplicas.

Tkalcic comentou que lhe pareceu emocionante ver que "inclusive com uma diferença de dez, 20 ou 30 anos, estes terremotos se assemelham. Cada par tem uma leve diferença, e esta corresponde ao núcleo. Pudemos usar essa diferença para reconstruir a história de como o núcleo girou nos últimos 50 anos".

Tkalcic acredita que seu novo método ajudará no entendimento do papel do núcleo terrestre na criação do campo magnético que permitiu a evolução da vida no planeta, ao agir como um escudo contra a radiação cósmica, segundo o comunicado da ANU. EFE

Prémio Nobel da Física 2011 atribuído à Expansão do Universo

The Nobel Prize in Physics 2011 was awarded “for the discovery of the accelerating expansion of the Universe through observations of distant supernovae“ with one half to Saul Perlmutter and the other half jointly to Brian P. Schmidt and Adam G. Riess.

E esta é tradução geral para Português do comunicado da Academia Sueca de Ciências, para explicar, em linguagem simples e acessível, a atribuição do prémio.

O que está escrito nas estrelas…

“Uns dizem que o mundo acabará em fogo: outros que será em gelo…”

Qual será o destino do Universo?

Acabará provavelmente em gelo, a crer nos laureados com o Prémio Nobel da Física de 2011.

Estudaram cuidadosamente várias dezenas de explosões de estrelas, chamadas supernovas, localizadas em galáxias muito distantes, e concluíram que a expansão do universo está a aumentar.

A descoberta surgiu como uma surpresa completa até para os próprios laureados. O que viram foi como se tivessem atirado uma bola ao ar, e esta, em vez de voltar para o chão, fosse observada a desaparecer cada vez mais depressa para o céu, como se a gravidade não conseguisse voltar a atraí-la e inverter a sua trajectória. Parecia estar a suceder algo muito semelhante por todo o Universo.

A expansão crescente do Universo implica que este está a ser esticado por uma força desconhecida embutida no tecido do espaço. Esta energia escura constitui uma fatia muito grande do Universo, mais de 70% (~73%), e é um enigma, talvez mesmo o maior enigma da física actual. Não foi então uma surpresa a Cosmologia ter sentido os seus alicerces tremerem de alto a baixo quando dois grupos de investigadores apresentaram resultados similares em 1998.

Saul Perlmutter chefiava um dos 2 grupos de investigação, o Projecto de Cosmologia de Supernovas (Supernova Cosmology Project), que se iniciara em 1988. Brian Schmidt liderava uma outra equipa de cientistas que, em finais de 1994 lançou um projecto concorrente, a Equipa de Busca de Supernovas de Alto Desvio-z (High-z Supernova Search Team), no qual Adam Reiss viria a desempenhar um papel crucial.

As duas equipas de investigação concorreram uma com a outra no mapeamento do Universo à medida que iam descobrindo as explosões de estrelas supernovas mais longínquas no espaço. Ao estabelecerem a distância à supernova e a velocidade a que esta se está a afastar de nós, os cientistas esperavam revelar o nosso destino cósmico. Esperavam encontrar sinais que indicassem que a expansão do Universo estaria a abrandar, o que levaria a um equilíbrio entre o fogo e o gelo. E o que encontraram foi o oposto – a expansão estava a acelerar.

O Cosmos está a crescer.

Não é a primeira vez que uma descoberta astronómica revoluciona as nossas ideias sobre o Universo. Apenas há meros cem anos, o Universo era tido como um local calmo e pacífico, e dum tamanho igual ao da nossa própria Galáxia, a Via Láctea. O relógio cosmológico estava a tocar a as horas certas e regulares e o Universo era eterno. No entanto, cedo se verificou uma mudança radical neste quadro. No início do século 20 a astrónoma americana Henrietta Swan Leavitt  descobriu uma forma de calcular as distâncias para as estrelas distantes. Nesse tempo, as mulheres astrónomas não tinham acesso aos grandes telescópios, mas eram empregues muitas vezes para a tarefa rotineira de análise das placas fotográficas.

Henrietta Leavitt estudou milhares de estrelas pulsantes, chamadas Cefeidas, e descobriu que as mais luminosas tinham pulsos mais prolongados. Munida desta informação, Leavitt pode calcular a luminosidade intrínseca das Cefeidas.

Caso a distância de apenas uma Cefeida for conhecida, podem-se determinar as distâncias para as outras Cefeidas – quanto mais fraca for a sua luz, mais longe está a estrela. Nascera a vela padrão, o primeiro marco na régua de medição ainda em uso nos nossos dias.

Ao fazer uso das Cefeidas, os astrónomos cedo iriam concluir que a Via Láctea é apenas uma de muitas galáxias no Universo. E, nos anos 1920, os astrónomos tiveram ao seu dispor o telescópio do Monte Wilson na Califórnia, podendo assim demonstrar que todas as galáxias se estão a afastar de nós. Estavam a estudar o chamado Desvio para o Vermelhoque ocorre quando uma fonte emissora de luz se está a afastar de nós. O comprimento de onda da luz é esticado e, quanto mais longa for a onda, mais vermelha é a sua cor.

A conclusão que se impôs foi que as galáxias se estão a afastar de nós e a afastaram-se entre si, e, que quanto mais longe estão, mais depressa se afastam – este facto é até conhecido como Lei de Hubble.

O vaivém da constante cosmológica.

As observações do espaço já tinham sido previstas pelos cálculos teóricos. Em 1915, Albert Einstein publicou a sua Teoria da Relatividade Geral, que tem sido a base fundamental da nossa compreensão do Universo desde essa altura. A Teoria descreve um Universo que tem que ou se expandir ou se retrair. Esta perturbante conclusão foi alcançada cerca duma década antes da conclusão das galáxias para sempre a afastarem-se. Nem o próprio Einstein conseguiu reconciliar o facto de que o Universo não era estático. Então, de forma a parar esta expansão cósmica não desejada, Einstein adicionou uma constante às suas equações a que chamou de constante cosmológica.

Mais tarde, Einstein consideraria a inserção desta constante cosmológica um erro enorme. Contudo, com as observações realizadas em 1997-1998, a que são atribuídas o Prémio Nobel deste ano, podemos concluir que a constante cosmológica de Einstein – inserida pelas razões erradas – foi na verdade brilhante.

A descoberta da expansão do Universo foi um primeiro grande passo na direcção da agora visão padronizada e consensual que nos diz que o Universo foi criado há quase 14 mil milhões de anos. Tanto o espaço como o tempo começaram então. Desde esse momento, o Universo tem-se vindo a expandir. Se compararmos com um bolo que sobe quando é cozido no forno, podemos ver as galáxias como as passas desse bolo, a afastarem-se umas das outras devido à expansão cosmológica.

Mas, e…, para onde vamos?

Supernovas – a nova medida do Universo.

Quando Einstein se livrou da constante cosmológica e se rendeu à ideia dum Universo não-estático, relacionou a forma geométrica do Universo com o seu destino. Será aberto ou será fechado, ou será algo intermédio – teremos um Universo plano?

Um Universo aberto será aquele onde a força gravitacional da matéria não tem grandeza suficiente para evitar a expansão do Universo. Toda a matéria será diluída num espaço cada vez maior, cada vez mais frio e cada vez mais vazio.

Já um Universo fechado será, por outro lado, descrito pela força gravitacional a ter força suficiente para parar e até para conseguir fazer a expansão retroceder.

Nesta eventualidade, o Universo deixaria então de se expandir e cairia de novo em si mesmo, num fim violento e quente, num chamado Big Crunch (Grande Esmagamento). A maioria dos cosmólogos, contudo, prefeririam viver num Universo mais simples e com uma matemática mais elegante: num Universo plano, onde se crê que a expansão esteja em declínio. O Universo, segundo este modelo, não acabaria nem em fogo nem em gelo. Só que não há por onde escolher. Pois que se existe uma constante cosmológica, a expansão continuará a acelerar, mesmo que o Universo seja plano.

Os laureados com o Nobel deste ano esperavam medir a desaceleração cósmica, ou como estaria a diminuir a expansão do Universo. O seu método usou o mesmo princípio do método utilizado pelos astrónomos mais de seis décadas antes: localizar as estrelas distantes e medir os seus movimentos. No entanto, isto é fácil de se dizer e é muito mais difícil de se fazer na prática.

Desde os tempos de Henrietta Leavitt foram encontradas muitas mais Cefeidas que até são muito mais longínquas. Mas, nas distâncias a que os astrónomos precisam de ver, a milhares de milhões de anos-luz de distância, as Cefeidas já não são visíveis. A vela padrão que servia de régua precisava de ser esticada.

Henrietta Swan Leavitt. Ela descobriu e catalogou 1777 estrelas variáveis situadas nas Nuvens de Magalhães. Em 1912, a partir de seu catálogo, ela descobriu que a luminosidade das variáveis cefeidas era proporcional ao seu período de variação de luminosidade. Essa relação período-luminosidade é a base de um método de estimação das distâncias de nebulosas e de galáxias no Universo. Os resultados de Leavitt foram usados por cientistas como Ejnar Hertzsprung, Harlow Shapley e Edwin Hubble e foram cruciais para o desenvolvimento da Astrofísica e da Cosmologia.

As supernovas – explosões de estrelas – tornaram-se nas novas velas padrão. Os telescópios mais sofisticados no solo e no espaço, a par dos computadores mais poderosos, permitiram, durante os anos 1990, que se adicionassem mais peças ao puzzle cosmológico. Foram cruciais os sensores digitais sensíveis à luz – os chamados CCD (Charged Cuple Device – DCA ou Dispositivo de Carga Acoplada) – uma invenção de Willard Boyle e de George Smith que lhes valeu o Prémio Nobel da Física de 2009.

Anãs brancas a explodirem

A nova ferramenta na caixa dos astrónomos é um tipo especial de explosão estrelar, a supernova tipo Ia. (É como um 1 romano, que escrevemos com a letra i maiúscula , seguido de um “a”  - n.t.).

Durante algumas, poucas, semanas, uma só supernova deste tipo pode emitir tanta luz como uma galáxia inteira. Este tipo de supernova é uma explosão duma estrela antiga extremamente compacta que é tão pesada como o Sol mas que é tão pequena como a Terra – uma anã branca. A explosão é o estádio final do ciclo de vida da anã branca.

As anãs brancas formam-se quando uma estrela não tem mais energia no seu núcleo, dado que todo o hidrogénio e todo o hélio já foram consumidos nas reacções nucleares. Somente restam o carbono e o oxigénio. Será desta forma que, num futuro distante, o nosso Sol se desvanecerá e arrefecerá à medida que atinge o seu fim como uma anã branca (O Sol é actualmente uma anã amarela e ainda será uma gigante vermelha antes de atingir o ciclo de anã branca – n.t.). Um fim bem mais excitante aguarda uma anã branca que faça parte dum sistema binário, o que é uma situação bastante comum.

Neste caso, a forte gravitação da anã rouba o gás à sua estrela companheira. Contudo, quando a anã branca tiver crescido para 1.4 vezes a massa solar, já não consegue manter-se conjugada. Quando isto acontece, o interior da anã torna-se quente o suficiente para que se iniciem reacções de fusão descontroladas, e o gás é totalmente desfeito numa questão de segundos.

Os produtos das fusões nucleares emitem uma radiação forte que vai aumentando durante as primeiras semanas a seguir à explosão, para decrescer ao longo dos meses seguintes. É por isso que há como que uma corrida às supernovas – dada a brevidade destas explosões. No Universo visível ocorrem cerca de dez supernovas Ia por minuto. Só que o Universo é enorme. Numa galáxia típica ocorrem uma ou duas explosões de supernovas por milénio.

Em Setembro de 2011, tivemos a sorte de podermos observar uma supernova deste tipo numa galáxia perto da Ursa Maior, visível com o auxílio dum simples par de binóculos.

Nota: Para um post detalhado sobre esta supernova, temos este artigo do Luís Lopes aqui no AstroPt.

Mas a maioria das supernovas está muito mais longe, logo são muito menos intensas. Então, na redoma do céu, onde e quando procurar?

Uma conclusão espantosa

As duas equipas concorrentes sabiam que teriam que passar os céus a pente fino, se queriam localizar as distantes supernovas. O truque consistiu em comparar duas imagens do mesmo pequeno pedaço de céu, que corresponde a olhar-se para um polegar na ponta do braço esticado. A primeira imagem tem que ser captada logo a seguir à Lua Nova e a segunda três semanas depois, antes que o luar inunde o céu e absorva a luz das estrelas.

Podem então as duas imagens ser comparadas na esperança de se descobrir um pequeno ponto de luz – um pixel entre outros na imagem CCD, (DCA) – que poderá ser uma assinatura duma supernova numa galáxia distante. Apenas se utilizaram supernovas no mínimo a um terço da distância do Universo visível, de forma a eliminarem-se as distorções locais.

Os investigadores tiveram que lidar com muitos outros problemas. As supernovas do tipo Ia não são tão previsíveis como inicialmente se supunha – já que as explosões mais luminosas se desvanecem mais rápido. E, o que é mais, a luz das supernovas precisava de ser extrapolada da luz envolvente das suas galáxias anfitriãs. Outra tarefa importante foi a de se calibrar a intensidade correcta. As poeiras intergalácticas que se interpõe entre nós e as estrelas alteram a luz estrelar. Isso afecta os resultados quando se calcula a luminosidade das supernovas.

Uma anã branca rouba o gás da sua vizinha usando para o efeito a sua gravidade. Quando a anã branca cresce até 1.4 vezes a massa do Sol, explode como uma supernova tipo Ia.

Imagem Harvard Gazette.Supernova

Localizar as supernovas desafiou não só os limites da ciência e das tecnologias como também os da logística. Primeiro, foi preciso localizar o tipo certo de supernova. Depois, foi ainda necessário medir-se o seu desvio para o vermelho e a sua luminosidade.A curva de luz teve que ser observada ao longo do tempo de forma a poder-se comparar com outras supernovas do mesmo tipo com as suas distâncias já conhecidas.

Legenda – Este gráfico de luminosidade (Relativo ao Sol, L₀₎ em função do tempo, ilustra a curva de luz característica duma supernova do tipo Ia. O pico é sobretudo devido ao decaimento do Níquel (Ni), enquanto num estádio posterior é alimentado pelo Cobalto (Co).

Isto exigiu uma rede de cientistas que pudessem decidir com rapidez se uma estrela em particular era um candidato que merecesse ficar sob observação. Precisavam de serem capazes de mudar de telescópio e de terem tempo de observação disponível sem demoras, o que contrariava um procedimento que normalmente demora meses.

Precisavam de actuar com toda a rapidez já que uma supernova depressa se desvanece. Por vezes, as duas equipas concorrentes entre-cruzavam discretamente os seus quadrantes de busca.

As armadilhas potenciais foram numerosas, e, na verdade, os dois grupos de cientistas ficaram bastante reconfortados por terem chegado aos mesmos, e espantosos, resultados: ao todo, encontraram cerca de 50 supernovas cuja luz parecia ser mais débil do que o esperado. Era o contrário do espectável. Se a expansão cósmica tivesse vindo a perder velocidade, as supernovas deveriam aparecer mais luminosas. Contudo, as supernovas estavam a desvanecer-se à medida que se iam, cada vez mais, afastando, embutidas nas suas galáxias. A surpreendente conclusão foi que a expansão do Universo não está a abrandar, mas antes a acelerar.

Até à eternidade (From here to eternity – o famoso filme com Montgomery Cliff)

Então o que está a acelerar o Universo? Chama-se energia escura e é um desafio para os físicos, é um enigma que ninguém ainda conseguiu resolver. Foram avançadas diversas ideias. A mais simples é a de se reintroduzir a constante cosmológica de Einstein, que ele próprio em tempos rejeitara. Nessa ocasião, Einstein inserira a constante cosmológica como uma força anti-gravitacional da matéria de forma a poder criar um Universo estático.

Hoje, a constante cosmológica parece, ao invés, estar a acelerar a expansão do Universo.

A constante cosmológica, é, naturalmente, constante, e como tal não se modifica ao longo do tempo. Então, a energia escura torna-se dominante quando a matéria, logo a sua gravidade, se dilui devido à expansão do Universo no decorrer de milhares de milhões de anos. De acordo com os cientistas, isso explicaria porque é que a constante cosmológica entrou tão tarde em cena na história do Universo, acerca de apenas cinco a seis mil milhões de anos. Nessa era, a força gravitacional da matéria ter-se-ia enfraquecido o suficiente em relação à constante cosmológica. Até essa altura, a expansão do Universo tinha vindo a desacelerar.

Imagens comparativas da luminosidade de 3 supernovas tipo Ia.

Crédito Hubble Space Telescope.

Legenda – 3 distantes supernovas tipo Ia, tal como forma observadas pelo Hubble em 1997. Dado que as supernovas tipo Ia têm a mesma luminosidade, são usadas para se medir a energia escura e os seus efeitos na expansão do Universo. As imagens por baixo são detalhes das vistas de profundidade de campo alargado, que estão acima. As supernovas da esquerda e do centro ocorreram há cerca de cinco mil milhões de anos, a da direita, há sete mil milhões de anos.

A constante cosmológica pode ter a sua origem no vácuo, o espaço vazio que, de acordo com a Física Quântica, nunca está completamente vazio. Em vez disso, o vácuo é uma sopa quântica de bolhas onde as partículas virtuais da matéria e da anti-matéria surgem, existem, e deixam de existir, saltitando da existência para a não-existência, dando azo a que surja a energia.

No entanto, a estimativa de cálculo mais simples para a quantidade de energia escura não corresponde, de todo, à quantidade que foi medida no espaço, que é de cerca de 10^120 (1 seguido de 120 zeros). ^significa elevado à potência de, por nota aqui da tradução para o AstroPt.

Isto constitui uma diferença enorme e ainda inexplicada entre a teoria e a observação. Em todas as praias do mundo não existem mais do que 10^20 (1 seguido de 20 zeros) grãos de areia.

Pode ser que, afinal, a energia escura não seja constante. Talvez ela mude ao longo do tempo. Talvez um campo-força desconhecido gere a energia escura apenas ocasionalmente. Na Física existem muitos campo-força semelhantes que se agrupam sob o nome colectivo de quintessência, com étimo na palavra grega para designar o quinto elemento. A Quintessência poderia acelerar o Universo, mas somente ocasionalmente. Isto tornaria impossível de prever o destino do Universo.

Seja o que a energia escura for, perece que veio para ficar. Encaixa muito bem no puzzle cosmológico que os físicos e os astrónomos têm estado a elaborar desde há muito tempo.

De acordo com o actual consenso, cerca de três quartos do Universo consiste de energia escura. O restante é matéria. Mas a matéria normal, o material de que são feitos e feitas galáxias, estrelas, seres humanos e flores é apenas 5% do Universo. A restante matéria é chamada de Matéria-Escura e até agora tem estado escondida das nossas vistas.

NT – Valores arredondados.
Energia escura: afasta as coisas ~75% do Universo
Matéria escura: cola as coisas ~20% do Universo
Matéria normal: cola as coisas ~5% do Universo

A designação correcta em Física da matéria normal (a do dia-a-dia) é matéria bariónica. Fim de nota.

A matéria escura é um outro mistério do nosso cosmos deveras maioritariamente desconhecido: tal como a energia escura, a matéria escura é invisível.

Conhecemos as duas através dos seus efeitos – uma está a empurrar, a outra está a puxar. Só têm o adjectivo “escura” em comum. Assim sendo, as descobertas dos laureados com o prémio Nobel da Física de 2011 ajudaram a desvendar um Universo que é ainda 95% desconhecido para a Ciência. E tudo voltou a ser possível.

O destino do Universo

Um Universo em Expansão

A pizza do Universo – valores aproximados.

Fonte: http://astropt.org/ por Manel Rosa Martins

Kepler-186 - Uma Réplica do Nosso Planeta

Num artigo publicado no periódico científico “Science”: encontramos um planeta praticamente idêntico à Terra em porte orbitando outra estrela numa região que o torna capaz de abrigar água líquida — e vida — em sua superfície.

Concepção artística do planeta Kepler-186f: mesmo tamanho da Terra e capaz de abrigar água

O anúncio foi feito na tarde do dia 17 de Março do ano corrente numa entrevista colectiva conduzida pela Nasa.

O planeta orbita uma estrela chamada Kepler-186 e tem, segundo as estimativas, praticamente o mesmo diâmetro da Terra — 1,1 vez o do nosso mundo. Até onde se sabe, ele é o quinto a contar de seu sol e leva 129,9 dias terrestres para completar uma volta em torno de sua estrela. Ou seja, um ano lá dura mais ou menos um terço do que dura o nosso.

A estrela-mãe desse planeta é uma anã vermelha com cerca de metade do diâmetro do nosso Sol, localizada a cerca de 490 anos-luz daqui. Um dos aspectos interessantes dessa descoberta em particular é que, além de estar na chamada zona habitável — região do sistema em que o planeta recebe a quantidade certa de radiação de sua estrela para manter uma temperatura adequada à existência de água líquida na superfície –, o planeta está suficientemente distante dela para não sofrer uma trava gravitacional. Caso fosse esse o caso, o Kepler-186f, como foi baptizado, teria sempre a mesma face voltada para a estrela, como acontece, por exemplo, com a Lua, que sempre mostra o mesmo lado para a Terra. Embora modelos mostrem que a trava gravitacional não é um impeditivo definitivo para ambientes habitáveis (a atmosfera trataria de distribuir o calor), é sempre melhor ter um planeta com dias e noites, em vez de um em que um hemisfério é sempre aquecido pelo Sol e outro passa o tempo todo na fria escuridão.

por acaso lembro-me de alguns anos atrás se não me engano 2008 ter ouvido relatos sobre a possibilidade de um observatório(Kepler) ser especifico a  encontrar novos sistemas planetários, que se assemelhariam a características da terra, mas suas estrelas estão muito próximos o que se esvair a ideia de vida em esses lugares.

Kepler-186f é um exoplaneta que orbita a anã vermelha Kepler-186. Trata-se do primeiro planeta de tamanho semelhante ao da Terra, descoberto na zona habitável de uma estrela. É o planeta mais externo descoberto pela sonda Kepler da NASA que orbita uma estrela-anã vermelha a 500 anos-luz da Terra na constelação de Cygnus. Kepler-186f faz parte de um sistema de cinco planetas, todos com quase o tamanho da Terra, que no entanto, estão muito perto de suas estrelas para possibilitar a vida. O Kepler-186f possui um raio de 1,1 vezes o raio terrestre e um período orbital de 129,9 dias.

Massa e composição

A massa do exoplaneta Kepler-186f é desconhecida mas seu valor é estimado entre "0.32M⊕ se fosse composto de água pura/gelo até 3.77 M⊕ se o planeta fosse de ferro puro; se ele possuísse uma composição semelhante ao da Terra, (cerca de 1/3 ferro e 2/3 rochas de silicato) resultaria em uma massa intermediária de 1.44 M⊕".

Trata-se de um momento histórico. A partir de agora, os astrónomos devem se concentrar cada vez mais na busca de outros mundos similares à Terra e a Kepler-186f, gerando alvos para futuras observações de caracterização — a efectiva análise da composição desses mundos e suas atmosferas –, em busca, quem sabe, de evidências de uma outra biosfera.Nosso planeta está prestes a ganhar muitas companhias.

Fonte: http://mensageirosideral.blogfolha.uol.com.br/, wikipedia.org

Kepler Descobre 3 Super-Terras na Zona Habitável

Numa conferência de imprensa que começou há instantes, a missão Kepler anunciou a descoberta de dois novos sistemas planetários, com um total de 3 Super-Terras na zona habitável.

O primeiro sistema, designado de Kepler-62 (KOI-701), tem 5 planetas dos quais 2 são Super-Terras na zona habitável da estrela hospedeira. Super-Terras são planetas de constituição semelhante à da Terra, formada maioritariamente por rocha e com um núcleo metálico, mas de maior dimensão e massa. As duas Super-Terras agora descobertas, designadas de Kepler-62e e -62f, têm raios de 1.6 e 1.4 vezes o da Terra, e temperaturas de equilíbrio, i.e., sem ter em conta o efeito de possíveis atmosferas, de 270 e 208 Kelvin (-3 e -65 Celsius), respectivamente. Como termo de comparação, a temperatura de equilíbrio da Terra é de 255 Kelvin (-18 Celsius), mas a temperatura média do nosso planeta é substancialmente mais elevada em grande parte devido ao efeito de estufa provocado pela atmosfera. Os 5 planetas do sistema orbitam a estrela com períodos de 5, 12, 18, 122(Kepler-62e) e 267(Kepler-62f) dias. Os 3 planetas mais interiores do sistema, Kepler-62b, -62c e -62d, são também pequenos, dois são maiores do que a Terra e um do tamanho de Marte, mas muito quentes dada a sua proximidade à estrela hospedeira. Kepler-62, é uma estrela de tipo espectral K, mais fria do que o Sol e com apenas 2/3 do tamanho e 1/5 da luminosidade da nossa estrela. Situa-se a cerca de 1200 anos-luz na direcção da constelação da Lira.

O sistema planetário de Kepler-62 e a respectiva zona habitável (a verde). Crédito: NASA/Ames/JPL-Caltech

No segundo sistema, agora designado de Kepler-69 (KOI-172), foram detectados trânsitos de 2 planetas, um dos quais é 1.7 vezes maior do que a Terra e orbita a estrela com um período de 242 dias. Este planeta, designado de Kepler-69c, encontra-se no limite interior da zona habitável da estrela hospedeira e poderá ser uma versão mais maciça do planeta Vénus, com uma atmosfera densa e com um efeito de estufa descontrolado. A temperatura de equilíbrio do planeta é de 299 Kelvin (26 Celsius). Como termo de comparação, a temperatura de equilíbrio de Vénus é de 260 Kelvin (-13 Celsius) mas a temperatura à superfície é de 740 Kelvin (aproximadamente 470 Celsius)! O outro planeta do sistema, o Kepler-69b, tem um período orbital de 13 dias e é pouco mais de 2 vezes maior do que a Terra. Dada a sua proximidade à estrela hospedeira, deverá ser um planeta extremamente quente. A Kepler-69 é uma estrela semelhante ao Sol, de tipo espectral G, e tem 93% do tamanho do Sol e 80% da sua luminosidade. Situa-se a 2700 anos-luz de distância na constelação do Cisne.

O sistema planetário de Kepler-69 e a respectiva zona habitável (a verde). Crédito: NASA/Ames/JPL-Caltech

Com estas descobertas, os planetas Kepler-69c, Kepler-62e e Kepler-62f, constituem agora os planetas mais pequenos descobertos pela missão Kepler dentro da zona habitável. O detentor deste recorde era o Kepler-22b, anunciado em Dezembro de 2011, com 2.4 vezes o raio da Terra.

Comparação dos tamanhos dos planetas mais pequenos encontrados pela missão Kepler na zona habitável. A Terra aparece à direita como termo de comparação. Crédito: NASA/Ames/JPL-Caltech

Fonte: http://astropt.org/

Missão da Nasa: Kepler Uma nova Maneira de encontrar planetas fora do Sistema Solar

"Quatro anos atrás , Kepler começou uma série de anúncios, primeiro com centenas, depois milhares, de candidatos planeta - mas eles eram apenas mundos candidatos ", afirmou Lissauer . "Nós temos agora um processo para verificar vários candidatos à granel para achar planetas no atacado, e temos o usado para revelar uma verdadeira mina de ouro de novos mundos".

Estes sistemas de múltiplos planeta são terreno fértil para o estudo de planetas individuais e a configuração dos bairros planetários. Isto fornece pistas sobre a formação de planetas.

Desde a descoberta dos primeiros planetas fora do nosso Sistema Solar há cerca de duas décadas, a verificação tem sido um processo planeta-a-planeta trabalhoso. Agora , os cientistas têm uma técnica estatística que pode ser aplicada a muitos planetas de uma só vez quando são encontrados em sistemas que abranjam mais de um planeta em torno da mesma estrela.

Para verificar estes planetas, uma equipe de pesquisa co-liderada por Jack Lissauer, cientista planetário no Centro de Pesquisa Ames da Nasa em Moffett Field, Califórnia, analisou estrelas com mais de um planeta em potencial - todos detectados nos dois primeiros anos de observações do Kepler - Maio de 2009 a março de 2011.

A equipe de pesquisa usou uma técnica chamada verificação pela multiplicidade, que se baseia, em parte, na lógica da probabilidade. Kepler observa 150.000 estrelas, e assim encontra algumas milhares que têm planetas candidatos. Através de um estudo cuidadoso da amostra, estes 715 novos planetas foram verificados.

Este método pode ser comparado ao comportamento de leões e leoas. Na savana, os leões são as estrelas e as leoas são os planetas candidatos. As leoas, às vezes, são observadas em grupo enquanto leões tendem a vaguear por conta própria. Se você vir dois leões poderia ser um leão e uma leoa ou poderiam ser dois leões. Mas se mais de dois grandes felinos estão reunidos, então é muito provável que seja um leão e sua alcateia. Assim, através de multiplicidade a leoa pode ser identificada de forma confiável quase que da mesma maneira que vários candidatos a planeta podem ser encontrados em torno da mesma estrela.

Novas Terras

Quatro desses novos planetas são menos do que 2,5 vezes o tamanho da Terra e a órbita está na zona habitável de seu Sol, definido como o intervalo de distância de uma estrela onde a temperatura da superfície de um planeta em órbita pode ser adequada para a água líquida que dá origem à vida.

Um desses novos planetas na zona habitável, chamado Kepler-296f , orbita uma estrela da metade do tamanho do nosso Sol. Kepler- 296f é duas vezes o tamanho da Terra, mas os cientistas não sabem se o planeta é um mundo gasoso, com um grosso envelope de hidrogênio e hélio, ou é um mundo de água cercada por um oceano profundo.

"A partir deste estudo, descobrimos que estes planetas em multi-sistemas são pequenos e suas órbitas são planas e circulares - assemelhando-se a panquecas - não a sua visão clássica de um átomo ", disse Jason Rowe, pesquisador do Instituto SETI em Mountain View, Califórnia, e co-líder da pesquisa. "Quanto mais nós exploramos, mais descobrimos traços familiares de nós mesmos entre as estrelas que nos fazem lembrar de casa."

Lançado em março de 2009, Kepler é a primeira missão da Nasa para encontrar planetas do tamanho da Terra potencialmente habitáveis. Descobertas incluem mais de 3.600 candidatos a planetas , dos quais 961 foram confirmados.

Os resultados forão publicados em  março no The Astrophysical Journal.

Caracteristicas Físicas e Químicas da Terra

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 A estrutura da Terra

O interior da Terra, assim como o interior de outros planetas telúricos, é dividido por critérios químicos numa camada externa de silício, denominada crosta, um manto altamente viscoso, e um núcleo que consiste numa porção sólida envolvida por uma pequena camada líquida. Esta camada líquida dá origem a um campo magnético devido à convecção de seu material, electricamente condutor.

O material do interior da Terra encontra frequentemente a possibilidade de chegar à superfície, através de erupções vulcânicas e fendas oceânicas. Grande parte da superfície terrestre é relativamente nova, tendo menos de 100 milhões de anos; as partes mais velhas da crosta terrestre têm até 4,4 mil milhões de anos.

As camadas terrestres, a partir da superfície são:

Estrutura Interna da Terra

• Crosta (de 0 a 30/35 km)

• Litosfera (de 0 a 60,2 km)

• Astenosfera (de 100 a 700 km)

• Manto (de 60 a 2900 km)

• Núcleo externo (líquido - de 2900 a 5100 km)

• Núcleo interno (sólido - mais de 5100 km)

   A elevação dos terrenos em terra firme variam a um mínimo de ?418 m no Mar Morto para 8 848 m no topo do Monte Evereste. A altura média da superfície localizada acima do nível do mar é de 840 m.
O planeta poderá ter-se formado pela agregação de poeira cósmica em rotação, aquecendo-se depois, por meio de violentas reações químicas. O aumento da massa agregada e da gravidade catalisou impactos de corpos maiores. Essa mesma força gravitacional possibilitou a retenção de gases constituindo uma atmosfera primitiva. Os processos de formação do planeta Terra são a acreção, diferenciação e desintegração radioativa.

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Características principais do planeta Terra
Raio orbital médio	149 597 871 km
Periélio	147 054 706 km
Afélio	152 141 033 km
Período orbital	365 dias, 6 horas e 9 minutos
Velocidade orbital média	29,7847  km/s
Satélites naturais	Lua
Diâmetro equatorial	12 756,27  km
Área da superfície	5,10072 × 108 km²
Densidade Média	5,515 g/cm³
.  Massa	5,9742 × 1024 kg
Variação de Temperatura	-84,15 a 59,85  ºC

No seu todo, a Terra possui, aproximadamente, a seguinte composição em massa:

34,6% de Ferro ,30,2% de Oxigénio, 15,2% de Silício, 12,7% de Magnésio, 4% de Níquel, 1,9% de Enxofre,0,05% de Titânio.

O interior da Terra atinge temperaturas de 5.270 K. O calor interno do planeta foi gerado inicialmente durante sua formação, e calor adicional é constantemente gerado pelo decaimento de elementos radioativos como urânio, tório, e potássio. O fluxo de calor do interior para a superfície é pequeno se comparado à energia recebida pelo Sol (a razão é de 1/20 000).

Núcleo

    A massa específica média da Terra é de 5,515 toneladas por metro cúbico, fazendo dela o planeta mais denso no Sistema Solar. Uma vez que a massa específica do material superficial da Terra é apenas cerca de 3000 quilogramas por metro cúbico, deve-se concluir que materiais mais densos existem nas camadas internas da Terra (devem ter uma densidade de cerca de 8.000 quilogramas por metro cúbico). Em seus primeiros momentos de existência, há cerca de 4,5 bilhões de anos, a Terra era formada por materiais líquidos ou pastosos, e devido à ação da gravidade os objetos muito densos foram sendo empurrados para o interior do planeta (o processo é conhecido como diferenciação planetária), enquanto que materiais menos densos foram trazidos para a superfície. Como resultado, o núcleo é composto em grande parte por ferro (80%), e de alguma quantidade de níquel e silício. Outros elementos, como o chumbo e o urânio, são muitos raros para serem considerados, ou tendem a se ligar a elementos mais leves, permanecendo então na crosta.

   O núcleo é dividido em duas partes: o núcleo sólido, interno e com raio de cerca de 1.250 km, e o núcleo líquido, que envolve o primeiro. O núcleo sólido é composto, segundo se acredita, primariamente por ferro e um pouco de níquel. Alguns argumentam que o núcleo interno pode estar na forma de um único cristal de ferro. Já o núcleo líquido deve ser composto de ferro líquido e níquel líquido (a combinação é chamada NiFe), com traços de outros elementos. Estima-se que realmente seja líquido, pois não tem capacidade de transmitir certas ondas sísmicas. A convecção desse núcleo líquido, associada a agitação causada pelo movimento de rotação da Terra, seria responsável por fazer aparecer o campo magnético terrestre, através de um processo conhecido como teoria do dínamo. O núcleo sólido tem temperaturas muito elevadas para manter um campo magnético (veja temperatura Curie), mas provavelmente estabiliza o campo magnético gerado pelo núcleo líquido.

   Evidências recentes sugerem que o núcleo interno da Terra pode girar mais rápido do que o restante do planeta, a cerca de 2 graus por ano.

   Tanto entre a crosta e o manto como entre o manto e o núcleo existem zonas intermediárias de separação, as chamadas descontinuidades.

Manto

   O manto estende-se desde cerca de 30 km e por uma profundidade de 2900 km. A pressão na parte inferior do mesmo é da ordem de 1,4 milhões de atmosferas. É composto por substâncias ricas em ferro e magnésio. Também apresenta características físicas diferentes da crosta. O material de que é composto o manto pode apresentar-se no estado sólido ou como uma pasta viscosa, em virtude das pressões elevadas. Porém, ao contrário do que se possa imaginar, a tendência em áreas de alta pressão é que as rochas mantenham-se sólidas, pois assim ocupam menos espaço físico do que os líquidos. Além disso, a constituição dos materiais de cada camada do manto tem seu papel na determinação do estado físico local.

O manto superior pode deslocar-se vagarosamente. As temperaturas do manto variam de 100 graus Celsius (na parte que faz interface com a crosta) até 3500 graus Celsius (na parte que faz interface com o núcleo).

Crosta

A crosta (que forma a maior parte da litosfera) tem uma extensão variável de acordo com a posição geográfica. Em alguns lugares chega a atingir 70 km, mas geralmente estende-se por aproximadamente 30 km de profundidade. É composta basicamente por silicatos de alumínio.

A superfície Terrestre

O terreno da superfície terrestre varia significativamente de região para região. Cerca de 70,8% da superfície terrestre é coberta por água, com muito da plataforma continental localizado abaixo do nível do mar. A superfície submergida possui características montanhosas, incluindo um sistema dorsal oceânica global, bem como vulcões oceânicos, fossas oceânicas, vales oceânicos, planaltos oceânicos e planícies abissais. Os 29,2% restantes não coberto por água consistem de montanhas, desertos, planícies, planaltos e outras geomorfologias.

   O formato da superfície da Terra muda gradualmente ao longo de períodos geológicos, devido aos efeitos da erosão e das placas tectónicas. Características geológicas criadas ou deformadas pelas placas tectónicas estão sujeitos a condições tais como precipitação, ciclos termais e efeitos químicos, bem como a geleiras, erosão litoral, recifes de corais e impactos de grandes meteoritos, que constantemente modelam o terreno da superfície terrestre.

A pedosfera é a camada mais externa da Terra que é composta por solo, e é sujeita a pedogénese. A pedosfera é modelada através da interação da litosfera, da atmosfera, da hidrosfera e da biosfera. No presente, cerca de 13,31% da superfície de terra firme do planeta é arável, com apenas 4,71% de área cultivável permanentes. Cerca de 40% da terra firme é utilizada para a agricultura e a pastagem dos animais, com 3,4×107 km² utilizados como pastagens e 1,3×107 km² utilizados como terrenos agrículas.

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A formação do planeta Terra

O envoltório atmosférico primordial actuou como isolante térmico, criando o ambiente na qual se processou a fusão dos materiais terrestres. Os elementos mais densos e pesados, como o ferro e o níquel, migraram para o interior; os mais leves localizaram-se nas proximidades da superfície. Dessa forma, constituiu-se a estrutura interna do planeta, com a distinção entre o núcleo, manto e crosta (litosfera). O conhecimento dessa estrutura deve-se à propagação de ondas sísmicas geradas pelos terremotos. Tais ondas, medidas por sismógrafos, variam de velocidade ao longo do seu percurso até a superfície, o que prova que o planeta possui estrutura interna heterogénea, ou seja, as camadas internas possuem densidade e temperatura distintas.

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A partir do arrefecimentp superficial do magma, consolidaram-se as primeiras rochas, chamadas magmáticas ou ígneas, dando origem a estrutura geológica denominado escudos cristalinos ou maciços antigos. Formou-se, assim, a litosfera ou crosta terrestre. A libertação de gases decorrente da volatização da matéria sólida devido a altas temperaturas e também, posteriormente, devido ao resfriamento, originou a atmosfera, responsável pela ocorrência das primeiras chuvas e pela formação de lagos e mares nas áreas rebaixadas. Assim, iniciou-se o processo de intemperismo (decomposição das rochas) responsável pela formação dos solos e consequente início da erosão e da sedimentação.

As partículas minerais que compõem os solos, transportados pela água, dirigiram-se, ao longo do tempo, para as depressões que foram preenchidas com esses sedimentos, constituindo as primeiras bacias sedimentares (bacias sedimentares são depressões da crosta, de origem diversa, preenchidas, ou em fase de preenchimento, por material de natureza sedimentar), e, com a sedimentação (compactação), as rochas sedimentares. No decorrer desse processo, as elevações primitivas (pré-cambrianas) sofreram enorme desgaste pela ação dos agentes externos, sendo gradativamente rebaixadas. Hoje, apresentam altitudes modestas e formas arredondadas pela intensa erosão, constituindo as serras conhecidas no Brasil como serras do Mar, da Mantiqueira, do Espinhaço, e, em outros países, os Montes Apalaches (EUA), os Alpes Escandinavos (Suécia e Noruega), os Montes Urais (Rússia), etc. Os escudos cristalinos ou maciços antigos apresentam disponibilidade de minerais metálicos (ferro, manganês, cobre), sendo por isso, bastante explorados economicamente.

   Nos dobramentos terciários podem haver qualquer tipo de minério. O carvão mineral e o petróleo são frequentemente encontrados nas bacias sedimentares. Já os dobramentos modernos são os grandes alinhamentos montanhosos que se formaram no contato entre as placas tectónicas em virtude do seu deslocamento a partir do período Terciário da era Cenozóica, como os Alpes (sistema de cordilheiras na Europa que ocupa parte da Áustria, Eslovénia, Itália, Suíça, Liechtenstein, Alemanha e França), os Andes (a oeste da América do Sul), o Himalaia (norte do subcontinente indiano), e as Montanhas Rochosas.

Fonte: explicatorium