Área das Manchas Solares

Os astrônomos medem o tamanhos (área) das regiões de manchas solares com frações da área visível do sol. Sua unidade favorita é o “milionésimo”. Normalmente, uma grande mancha solar mede de 0300 a 0500 milionésimos. Toda a área da superfície da Terra é de aproximadamente 0170 milionésimos do disco solar. Em 29 de março de 2001, a região ativa AR9393 tornou-se a maior região de manchas solares desde 1991. A mancha gigante registrou 2400 milionésimos, ou 14 vezes maior que a Terra.

Para um tamanho padrão do desenho do disco de 152 milímetros (6 polegadas), uma área do ponto de 1 mm corresponde a uma área de 28,29 milionésimos. 1.000 milionésimos correspondem a 3.043,7 milhões de quilômetros quadrados. Isto significa que um grupo de manchas solares, que tem uma cobertura de 1870 milionésimo de área abrange 0,187% da superfície solar. A maioria dos grupos de manchas solares cobrem uma área quase do tamanho da superfície da Terra (o que equivale a quase (170MH), mas os maiores grupos de manchas solares podem chegar facilmente 1000MH ou muito mais do que isso.

A imagem acima mostra o grande grupo de manchas solares AR1944 com um tamanho de 1.480 milionésimo em janeiro de 2014 pelo Solar Dynamics Observatory da NASA. Uma imagem da Terra foi adicionado em escala.

Velocidade de Escape

Existe uma força no Universo que atua sobre tudo, desde sistemas galácticos, passando pelos buracos negros indo até o nível atômico. Convivemos com ela todos os dias mas geralmente essa “força” passa despercebida, mas ela é responsável juntamente com o eletromagnetismo (magnetismo) a força nuclear forte a a força nuclear fraca por todos os eventos conhecidos no Cosmos, A Gravidade…Sabemos quase nada sobre isso, e tudo começou com Sir Isaac Newton…Lembrando que Newton explicou a Lei da Gravitação, mas não conseguiu definir o que é a gravidade, mas isso é tema para o Prof. Albert Einstein…..veremos depois.

Todos nós já ouvimos uma história popular que Newton estava sentado debaixo de uma macieira, quanto uma maçã caiu em sua cabeça, e de repente, sem mais nem menos ele “imaginou” A Lei da Gravitação Universal. Como em todas as lendas, esta não é certamente verdadeira. A ideia da gravitação só tomou forma depois de um longo caminho de 20 anos de estudos e observações, mas alguns elementos da história, tem alguma relação.

Provavelmente a versão mais plausível da história é que Newton, ao observar uma maçã caindo de uma árvore, começou a pensar ao longo das seguintes linhas: A maçã é acelerada, já que houve uma mudanças de velocidade a partir do zero. Assim, pela Lei 2ª de Newton, deve haver uma força que age sobre a maçã para causar esta aceleração. Vamos chamar essa força de “gravidade”.
Antes de Newton e Galileu, a maioria das pessoas achava que as forças que causam os movimentos na Terra e as forças que causam os movimentos das estrelas e planetas eram diferentes. Isaac Newton percebeu que as mesmas forças e as mesmas leis da física se aplicam em todo o universo. Assim, a sua lei da gravidade é chamada a Lei da Gravitação Universal.

Newton imaginou a seguinte situação: um canhão no topo de uma montanha muito alta. Uma bala de canhão é disparado, que viaja por uma certa distância, mas inviavelmente a gravidade ira puxa-la para baixo e atingindo o chão. Em um segundo tiro, dessa vez com mais pólvora, a bala ira viaja uma distância maior antes de atingir o chão e assim por diante, quanto maior a velocidade da bala mais tempo ela iria demorar para cair. Em cada caso, a bala segue um percurso curvo para o chão.
A superfície da terra também é curva. Newton sugeriu – a curvatura da trajetória da bala seria o mesmo que a curvatura da terra. A bala de canhão estaria caindo, mas nunca chegaria ao chão.
Esta é a definição de uma órbita. A dinâmica da bala de canhão e a força da gravidade entram em equilíbrio. A bala do canhão está em um estado contínuo de queda livre, e permanecerá assim até que uma outra força atue sobre ela.

A NASA tem um aplicativo muito interessante que mostra o canhão de Newton em ação. Você pode usar diferentes quantidades de pólvora e ver a trajetória da bala do canhão. [Ver aqui]

O aumento da velocidade pode resultar em uma órbita. Note que as órbitas não precisam de ser circular
O aumento da velocidade pode resultar em uma órbita. Note que as órbitas não precisam de ser circular
Que velocidade essa bala de canhão teria que atingir para entrar em órbita ?
Bem resumidamente….
Velocidade de escape é definido como sendo a velocidade mínima que um objeto deve atingir a fim de escapar do campo gravitacional da Terra ou qualquer outro planeta variando amplamente com base na massa do corpo. A velocidade de escape da Terra é 11.2 km/s (25,022 mph ou cerca de Mach 37), que só pode ser alcançado por foguetes poderosos.

Velocidade de escape em alguns astros:
Sol…………………. 617,7 km / s (55 x que o da Terra)
Mercúrio…………..4,25 km / s
Vênus………………0,46 km / s
Terra……………….11,2 km / s
Lua………………….2,38 km / s
Marte……………….5,027 km / s
Júpiter……………..59,5 km / s
Saturno……………35,5 km / s
Urano………………21,3 km / s
Netuno…………….23,5 km / s
Plutão……………..1,27 km / s

Nota: Os dois primeiros lançamentos tripulados do programa espacial americano, em 1961, não eram voos orbitais. Os foguetes disponíveis na época eram poderosos o suficiente para levar astronautas ao espaço, mas não poderia fornecer a velocidade necessária para alcançar a órbita. Estes voos eram conhecidos como voos suborbitais.

Cientistas mapearam a matéria escura em torno de galáxias

Cientistas com a colaboração do Dark Energy Survey (DES) lançaram o primeiro de uma série de mapas e gráficos detalhados da distribuição da matéria escura inferida a partir de seus efeitos gravitacionais. Os novos mapas confirmam as teorias atuais que sugerem que galáxias se formam onde existem grandes concentrações de matéria escura.
Os novos dados mostram grandes filamentos de matéria escura em galáxias e aglomerados de galáxias. A pesquisa e os mapas, que abrangem uma grande área do céu, são o produto de um esforço maciço de uma equipe internacional dos EUA, Reino Unido, Espanha, Alemanha, Suíça e Brasil. Eles anunciaram seus novos resultados na reunião da American Physical Society (APS) em Baltimore, Maryland.

De acordo com os cosmólogos, partículas de matéria escura se agregam ao longo do tempo em determinadas regiões do cosmos, muitas vezes nos mesmos lugares em que as galáxias se formaram. Ao longo do tempo, uma "teia cósmica" se desenvolve em todo o universo. Embora a matéria escura seja invisível, ela se expande com o universo e se sente a força da gravidade.
O primeiro mapa do Dark Energy Survey que mostra distribuição da matéria escura através de uma grande área do céu. As cores indicam a densidade de massa.

Os cientistas do DES  criaram os mapas com uma das câmeras digitais mais poderosas do mundo, a 570 megapixels Dark Energy Camera (DECAM), que é particularmente sensível à luz de galáxias distantes. Ela foi montada no telescópio Victor M. Blanco de 4 metros, situado no Observatório Interamericano de Cerro Tololo no norte do Chile. Cada um dos seus dados registraram imagens a partir de uma área de 20 vezes o tamanho da lua, visto da Terra.

Além disso, a DECAM recolhe dados quase dez vezes mais rápido do que as anteriores. De acordo com David Bacon, da Universidade do Instituto de Cosmologia e Gravitação de Portsmouth, "Isso nos permite olhar mais profundo para o espaço e ver os efeitos da matéria escura e energia escura, com maior clareza. Ironicamente, embora estas entidades das trevas, perfazem aproximadamente 96% do nosso universo, e vê-las é difícil e requer grandes quantidades de dados ".

A cúpula prateada do telescópio Blanco de 4 metros detém o DECAM no Observatório Interamericano de Cerro Tololo, no Chile. (Crédito da foto: T. Abbott e NOAO / AURA / NSF)
O telescópio e seus instrumentos permitem medições precisas utilizando uma técnica conhecida como "lente gravitacional." Os astrofísicos estudam as pequenas distorções nas imagens de galáxias, devido à atração gravitacional da matéria escura em torno delas, similar às imagens distorcidas de objetos em uma lupa.

Chang e Vinu Vikram (Argonne National Laboratory) liderou a análise, com a qual traçou a teia de matéria escura em detalhes sem precedentes. "Nós medimos as distorções quase imperceptíveis nas formas de cerca de 2 milhões de galáxias para construir estes novos mapas", disse Vikram. Isso equivale a menos de 0,4% de todo o céu.
Eles apresentaram o seu trabalho de pesquisa para publicação na próxima edição dos Monthly Notices da Royal Astronomical Society.
Fonte: Universe Today

Radioastronomia

A radioastronomia é o campo da astronomia que estuda os objetos celestes por meio das radiações eletromagnéticas emitidas ou refletidas pelos corpos celestes. A recepção destas radiações eletromagnéticas é feita por intermédio de instrumentos chamados radiotelescópios.
Vemos o mundo à nossa volta, porque os nossos olhos detectam a luz visível, um tipo de radiação eletromagnética. Objetos na Terra e no espaço também emitem outros tipos de radiação eletromagnéticas que não podem ser vistas pelo olho humano, tais como ondas de rádio. Para compreender o que são essas ondas de rádio, temos que lembrar o que é o espectro eletromagnético…

Nossos olhos são sensíveis à luz que fica em uma região muito pequena do espectro eletromagnético chamada “luz visível”. Esta “luz visível” corresponde a uma faixa de comprimento de onda de 400 a 700 nanômetros (nm) e uma gama de cor de violeta ao vermelho. O olho humano não é capaz de “ver” a radiação com comprimentos de onda fora do espectro visível. As cores visíveis de comprimento de onda mais longo são: violeta, azul, verde, amarelo, laranja e vermelho. A radiação ultravioleta tem um comprimento de onda menor do que a luz violeta visível. A radiação infravermelha tem um comprimento de onda maior do que a luz vermelha visível. A luz branca é uma mistura das cores do espectro visível. O preto é a ausência total de luz. Mas a luz visível as radiações ultravioleta e infravermelho são um ínfima faixa no espectro eletromagnético.

As radiações eletromagnéticas também inclui (a partir de comprimento de onda) radiação gama, radiação X ultravioleta, visível, infravermelho (calor), microondas, e ondas de rádio. Todas estas formas de “lu”z têm características tanto elétricas quanto magnéticas. As propriedades da luz nos permitem construir dispositivos para observar o universo e conhecer as natureza física e químicas das fontes que emitem a radiação recebida durante estas observações. Essas mesmas propriedades significa que a luz interage com a matéria antes de chegar ao observador e isso muitas vezes dificulta a nossa capacidade de observar outros objetos no universo. Observe que a palavra “radiação” pode se referir a qualquer fenômeno que irradia para fora de uma fonte de radiação eletromagnética ou luz. O termo “radiação” não deve ser confundido com a radiação associada a uma fonte radioativa, isto é, radiação nuclear.

Quando você ouve rádio, assiste TV ou usa telefone celular, você está usando um dispositivo que recebe ondas de rádio. As ondas de rádio são uma forma de radiação eletromagnética, assim como a luz visível que você está acostumado a ver com seus olhos. A diferença de ondas de rádio é que eles têm um comprimento de onda inferiores em frequência do que a luz visível. Elas também têm menos energia. A luz visível é energética o suficiente para ajudar as plantas produzem seu próprio alimento através da fotossíntese. As ondas de rádio são muito mais fracas do que esta por isso precisamos de amplificadores eletrônicos para nos ajudar a aumentar o seu sinal. Qualquer onda eletromagnética com um comprimento de onda maior do que 1 mm é uma onda de rádio.

As ondas de rádio foram inicialmente detectados com origem no espaço sideral na década de 1930, mas poucos cientistas levaram a sério a descoberta. O desenvolvimento de radares na Segunda Guerra Mundial levou a melhorias em antenas e sistemas eletrônicos. Após a guerra, muitos dos cientistas envolvidos começaram a usar este equipamento para investigar os sinais de rádio provenientes do espaço. Com isso nasceu a ciência da radioastronomia.
Cada tipo de radiação eletromagnética é produzida por determinadas condições. Os astrônomos agora podem detectar todos estes tipos de emissões, às vezes por radiotelescópios no solo. Algumas formas, como raios-X só podem ser detectado por radiotelescópios no espaço. Ao detectar e estudar as emissões eletromagnéticas, os astrônomos podem determinar as condições que as produziram e assim aumentar a nossa compreensão dos objetos e as condições muito longe no espaço.

Radiotelescópio Arecibo (Porto Rico)

Radiotelescópio
É simplesmente um telescópio que é projetado para receber ondas de rádio do espaço. Em sua forma mais simples, tem três componentes:
a) Um ou mais antenas para recolher as ondas de rádio de entrada. A maioria das antenas são antenas parabólicas que refletem as ondas de rádio para um receptor, da mesma maneira como um espelho curvo pode focar a luz visível para um ponto. Antenas podem ter outras formas. Uma antena de Yagi, semelhante ao usado para a recepção de televisão, pode ser usado para radioastronomia como foi o caso dos primeiros radiotelescópios
b) Um receptor e amplificador para aumentar o sinal de rádio que geralmente são muito fracos. Hoje esses amplificadores são extremamente sensíveis e são normalmente esfriados a temperaturas muito baixas para minimizar a interferência devido ao ruído gerado pelo movimento dos átomos do metal.
c) Um gravador para manter um registro do sinal. A maioria dos radiotelescópios grava diretamente os dados em disco de memória de computador. Os astrônomos usam um software sofisticado para processar e analisar os dados.

A radioastronomia mudou a maneira como vemos o Universo e aumentou muito o nosso conhecimento sobre o cosmos. A astronomia óptica tradicional estuda objetos como estrelas e galáxias que emitem uma grande quantidade de luz visível, mas não é suficiente para observar objetos escondidos nas nuvens de gás encontrados no espaço interestelar e que emitem ondas de rádio em comprimentos de onda distintos. Como o hidrogênio é o elemento mais abundante no Universo e é comum em todas as galáxias, os astrônomos usam sua emissão característica para mapear a estrutura das galáxias.

As ondas de rádio viajam pela poeira interestelar em nossa galáxia e só assim podemos detectar outras galáxias que estavam além do centro da nossa galáxia. Estas galáxias são impossíveis de se ver usando apenas a luz visível de telescópios ópticos.
A radioastronomia detectou muitos novos tipos de objetos no Universo, incluindo os pulsares, estrelas de nêutrons, quasares e outros.

Rotação do Sol

Observando o deslocamento das manchas solares através da superfície podemos medir o período de rotação do Sol, por ser um astro gasoso, o Sol não gira na mesma velocidade em todas as latitudes e como o Sol não é um corpo sólido, mas sim gasoso, seu período de rotação é diferencial. A velocidade é maior no equador cerca de 25 dias e a 45 graus de latitude a sua velocidade é de 34 dias, por convenção e para facilitar os estudos trabalha-se com a velocidade de rotação de 26,38 dias, que equivale a uma latitude de aproximadamente 15 graus. O eixo de rotação do Sol está inclinado de 7,25 graus com relação ao plano da órbita da Terra.

Dessa forma, culminando em setembro, seu Polo Norte estará mais visível da Terra enquanto que em março o mesmo acontecerá com o Polo Sul. Como resultado do movimento orbital da Terra, precisa-se adicionar dois dias extras para se encontrar uma mancha no mesmo local visto na observação do período anterior.

O número de manchas solares observados desde a Terra, aumenta e diminui em um ciclo médio de 11 anos de duração, apesar de haver ciclos pequenos de até oito dias e outros que extrapolam chegando a durar 16 anos. Há períodos em que o Sol não apresenta nenhuma mancha visível durante vários dias, porém nos picos de máxima atividade o número de manchas pode alcançar até 100 manchas em um único grupo. Entretanto o nível de atividade pode variar consideravelmente de ciclo para ciclo. O número total de manchas observadas levando-se em conta o instrumento de um amador, gira em torno de 15 a 100 manchas de observação.

A atividade solar é imprevisível o que aumenta a fascinação dos observadores. As primeiras manchas de cada um novo ciclo, aparecem em latitudes de 30 a 35 graus, Norte e Sul do Equador solar, a medida que o ciclo avança a tendência é de que as manchas se localizem perto do equador. As manchas de um ciclo alcançam um número máximo e após alcançarem este pico começam a diminuir e se localizam em uma latitude de cerca de 10 a 5 graus ao Norte e ao Sul do Equador, neste momento as novas manchas do novo ciclo estão se formando em latitudes superiores. É muito raro encontrarem-se manchas em latitudes superiores a 40 graus e sobre a linha do equador solar.