Arquivo para maio \21\UTC 2011

21
maio
11

A Atmosfera de Júpiter

The King…

Maior planeta do Sistema Solar, esse gigante tem uma atmosfera dinâmica e curiosa, sempre preparando surpresas, como faixas que somem e reaparecem para deleite de astrônomos profissionais e amadores. Isso sem falar em sua linda mancha vermelha. Adoro falar de sua majestade, aqui falo especificamente de sua atmosfera. 

Fontes: http://starryskies.com/solar_system/Jupiter/jupiter_atmoshere.html e

http://www.if.ufrj.br/teaching/astron/jupiter.html

Júpiter, suas faixas e a mancha vermelha em foto de Fábio "Plocos" Carvalho

Quando vemos Jupiter, seja ao telescópio ou através de imagens de telescópios espaciais, o que vemos não é a superfície do planeta, mas sua atmosfera. A atmosfera de Júpiter se mostra como faixas alternadas de regiões mais claras, chamadas de zones (zonas) e regiões mais escuras chamadas de belts (cinturões), que correm paralelas ao equador. As zonas são mais altas em altitude e mais baixas em temperatura. Acredita-se que os cinturões representem áreas descendentes de pressão baixa.

Foi o estudo das nuvens de Júpiter que permitiu inicialmente que astrônomos medissem a taxa de rotação dos planetas gigantes. A taxa de rotação varia com a latitude. Perto do equador de Júpiter a taxa é de 9 horas e 50 minutos, já nos pólos é de 9 horas e 55 minutos. Diferentemente da Terra, Júpiter não é sólido e apresenta uma rotação muito rápida, com velocidade no equador de 43.000 Km/h, o que faz o planeta se achatar nos pólos.

É a mesma alta taxa de rotação que impulsiona a atmosfera e faz com que crie as bandas que vemos.

A mais famosa perturbação na atmosfera de Júpiter é a Grande Mancha Vermelha. Foi observada pela primeira vez pelo astônomo Robert Hooke em 1630. A mancha tem em média 14.000 km de largura e 40.000 km de comprimento. Fica numa área de pressão alta e fica numa altitude mais alta do que as zonas. 

 A composição da atmosfera de Júpiter é praticamente uma cópia da do Sol. Há aproximadamente 82% de hidrogênio, 18% de hélio e traços de quase todos os elementos. A maioria desses elementos está na forma de compostos, amônia, metano, hidrogênio molecular e água. As áreas mais altas das zonas parecem ser de cristais de gelo de amônia.

A estrutura atmosférica inteira tem aproximadamente 1000 km de espessura.

Veja agora essas imagens obtidas quando da passagem das sondas Voyager por Júpiter em Janeiro de 1979 e atualizadas em 2011.

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08
maio
11

Como encontrar um exoplaneta?

A procura por exoplanetas continua intensa desde que o primeiro foi detectado. Mas como se descobre um exoplaneta? Este artigo da Universe Today é muito esclarecedor e interessante. O texto é de Steve Nerlich e foi traduzido, reduzido e adaptado para o português . O texto original pode ser acessado aqui

Fig 1 .Área de pesquisa atual da Missão Kepler, momitorando 145.000 estrelas em busca de sinais de exoplanetas – com interesse particular naquelas que possam estar na “zona habitável”. Crédit0: Lomberg/NASA.

A Enciclopedia de Planetas Extrasolares contou 548 planetas extrasolares confirmados em 6 de maio de 2011, enquanto que o NASA Star and Exoplanet Database (atualizado semanalmente) contava, na mesma data, 535. Estas descobertas são confirmadas e as contagens aumentarão significantemente à medida que mais candidatos a planetas são avaliados. Por exemplo, havia 1.235 candidatos anunciados pela Missão Kepler em Fevereiro, incluindo 54 que podem estar na zona habitável. Mas que técnicas são usadas para se chegar a esses dados? 

Método do Pulsar

  Um pulsar é uma estrela de nêutrons com um jato polar aproximadamente alinhado com a Terra. À medida que  a estrela gira, um jato é emitido em direção à linha de visão da Terra e detectamos um pulso de luz extremamente regular. Na verdade, é tão regular que uma ligeira oscilação no movimento da estrela, devido a existência de planetas, é detectável.

Os primeiros exoplanetas foram descobertos assim, na verdade três deles em torno do pulsar PSR B1257+12 em 1992. Obviamente essa técnica só é útil para encontrar planetas próximos a pulsares,  e nenhum deles pode ser considerado habitável – pelo menos pelas definições atuais – até agora apenas quatro desses planetas foram realmente confirmados.

Para procurer por planetas próximos a estrelas da sequência principal, temos:

O método da Velocidade Radial 

 Esse método é semelhante ao princípio anterior de detecção de anomalias através de sincronismo pulsar, onde um ou mais planetas  transitam  em frente e  atrás de sua estrela à medida que a orbitam,provocando pequenas mudanças na velocidade da estrela em relação à Terra. Estas alterações são geralmente medidas como mudanças nas linhas espectrais da estrela, detectada através de espectrometria Doppler, embora a detecção através da astrometria também seja possível.

Até o momento, o método de velocidade radial tem se mostrado um método muito produtivo para a detecção de exoplanetas , entretanto a detecção por esse método é mais freqüente em  planetas massivos (Hot Jupiters) com órbitas muito próximas à estrela  Além disso, isoladamente, o método só é eficaz até cerca de 160 anos-luz da Terra – e só lhe dá o mínimo de massa, não o tamanho do exoplaneta

Para determiner o tamanho do planeta, podemos usar…

O Método do Trânsito

 O método de trânsito é eficaz  tanto na detecção de exoplanetas quanto em determinar o seu diâmetro – embora tenha uma alta taxa de falsos positivos. Uma estrela com um planeta em trânsito, que bloqueia parcialmente a sua luz, é por definição uma estrela variável. No entanto, existem várias razões pelas quais uma estrela pode ser variável – muitos dos quais não envolvem um planeta em trânsito.

Por esta razão, o método de velocidade radial é freqüentemente usado para confirmar uma conclusão do método do trânsito. Assim, apesar de 128 planetas serem atribuídos ao método do trânsito – parte dos 500  foram também contabilizados pelo método de velocidade radial. O método de velocidade radial dá a massa do planeta – e o método de trânsito dá o seu tamanho (diâmetro) – e com estas duas medida pode-se obter a densidade do planeta. O período orbital do planeta (por qualquer método) pode fornecer também a distância do exoplaneta de sua estrela, usando-se a terceira lei de Kepler. E é assim que nós podemos determinar se é um planeta que está na zona habitável de uma estrela.
É possível também, ao levar em consideração pequenas variações na periodicidade de trânsito (ou seja, a regularidade) e da duração do trânsito,  identificar outros planetas menores (na verdade oito foram encontrados através deste método, ou 12 se você incluir as detecções por pulsar). Com o aumento da sensibilidade no futuro,poderá também ser possível identificar exoluas desta forma.

O método de trânsito também pode permitir uma análise espectroscópica da atmosfera de um planeta. Assim, um objetivo-chave aqui é encontrar um análogo da Terra em uma zona habitável, em seguida, examinar a sua atmosfera e monitorar suas emissões eletromagnéticas – em outras palavras, procurar sinais de vida.


Para encontrar planetas em órbitas maiores podemos tentar…

Direct imaging (Imagemanto direto) 

Este método é um desafio, uma vez que um planeta é uma fonte de luz fraca perto de uma fonte de luz muito brilhante (estrela). No entanto, 24 foram encontrados desta forma até o momento.

 O anulamento de Interferometria, no qual o brilho da estrela  em duas observações é efetivamente cancelada por meio de interferência destrutiva, é uma forma eficiente de detectar fontes de luz mais fracas que ficam normalmente mascaradas pela luz da estrela.

Lentes Gravitacionais

Uma estrela pode criar uma lente gravitacional estreita e, consequentemente, ampliar uma fonte de luz distante – e se um planeta em torno dessa estrela está na posição certa para inclinar ligeiramente o efeito dessa lente gravitacional, pode fazer sua presença conhecida. Tal evento é relativamente raro – e portanto tem que ser confirmada através de observações repetidas. No entanto, este método detectou 12 planetas até o momento, o que inclui planetas menores  em órbitas de largura, como OGLE-2005-BLG-390Lb.
Não se espera dessas técnicas atuais um censo completo de todos os planetas dentro dos limites atuais de observação, mas oferecem-nos uma noção de quantos podem estar por aí. Tem sido estimado especulativamente, a partir dos dados disponíveis até agora, que podem haver de 50 bilhões de planetas na nossa galáxia. No entanto, uma série de questões de definição ainda não foram totalmente pensadas, como de onde se traça a linha que distingue um planeta de uma anã marrom. A Enciclopédia de planetas extra-solares atualmente estabelece o limite de 20 massas deJúpiter.
De qualquer forma, 548 exoplanetas confirmados apenas 19 anos de detecção de planetas não é nada mal. E a busca continua.


02
maio
11

As fases da Lua

Tenho trabalhado num projeto com meus alunos no qual estudamos as fases da lua. Ao procurar por material para completar o que meus alunos estão vendo me deparei com esse vídeo lindíssimo sobre as fases da lua.