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Acervo textual da Revista AstroNova

Edição 11 — páginas 21 a 36

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Assuntos identificados: terra, atmosfera, superfície, sistema, solar, estrela, temperatura, astronomia, nossa, nosso.

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Complexo de Ophiuchis Astrofotógrafo: Ewertonn Dourado 04/10/2015 Distrito de Cachoeira - Ceará

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Rafael Cândido Jr. eletrorafa@gmail.com Este artigo é baseado na monografia Os hidrocarbonetos e a possibilidade de vida em Titã , apresentada pelo autor no Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da USP em junho/2015. Desta monografia, foi criada a palestra Um passeio por Titã: as novas descobertas da missão Cassini-Huygens , apresentada no 13º EPAST e no 1º ENASTRO. As descobertas da missão Cassini-Huygens em TITÃ As descobertas da missão Cassini-Huygens em TITÃ Então, vamos conhecer algumas peculiaridades da geologia e da atmosfera deste mundo pelas informações importantes obtidas na missão Cassini- Huygens, construída em conjunto pela NASA e ESA. Um mundo enigmático A descoberta de Titã ocorreu 45 anos após a descoberta dos satélites de Júpiter, por Galileo Galilei, através das observações do astrônomo e matemático holandês Christiaan Huygens. Entretanto, o satélite não havia sido nomeado até meados de 1800 quando o astrônomo britânico John Herschel sugeriu como nome Titã, pois o mesmo se destacava como o maior dos satélites de Saturno. Até o século 20, pouco se sabia sobre Titã. Observado pelo telescópio mostrava-se apenas como um mundo uniformemente laranja (Figura 1), sem nenhum detalhe de seu relevo. Um dos grandes passos no estudo deste satélite foi dado nos anos 40, quando Gerard Kuiper usando o espectrógrafo no telescópio do Observatório McDonald 1323 CIÊNCIAS PLANETÁRIAS

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no Texas, detectou a presença de gás metano na luz refletida pelo satélite. Isto evidenciava a existência de uma atmosfera em torno de Titã, tornando-o um caso único em todo Sistema Solar. As primeiras sondas A primeira sonda a aproximar-se de Titan foi a Pioneer 11 em setembro de 1979, porém ela não tinha recursos suficientes para uma análise minuciosa e a menor distância de Titã foi de 363 000 km. Em novembro de 1980 a sonda Voyager 1 aproximou- se de Titã e obteve dados que aumentaram consideravelmente o conhecimento sobre Titã. As imagens obtidas mostraram um mundo alaranjado, com atmosfera densa e opaca, impossível de ver a superfície. Quase 1 ano depois, em agosto de 1981, a Voyager 2 fez mais imagens, na qual verificou-se uma faixa levemente mais escurecida na atmosfera na região polar norte do satélite. Entretanto a superfície continuava encoberta. Foi descoberto que a atmosfera continha nitrogênio (N) e alguns 2 compostos orgânicos como o metano (CH), etano (CH) e 4 26 propano (CH). Ou seja, uma 38 atmosfera com nitrogênio predominante e hidrocarbonetos. Características principais Titã tem 5150 km de diâmetro, maior que Mercúrio (4879 km) e a Lua (3474 km). Antes da chegada das Voyagers estimava-se que Titã era a maior lua do Sistema Solar, isto acontecia porque não se estimava a extensão de sua atmosfera que é densa e opaca. Sua densidade é de 1,88 3 g/cm, o que indica que sua composição é de material rochoso e gelo de água, similar às composições de Dione e Encelado. Os valores do período de rotação e de translação em torno de Saturno mostram que Titã está em travamento causado pela maré (semelhante à nossa Lua). A tabela 1 apresenta os valores de algumas de suas características gerais. Características geológicas A missão Cassini chegou ao sistema de Saturno em 2004 e obteve imagens da superfície que revelaram uma geologia diversificada AstroNova . N.11 . 2016 2224 Figura 1. Titã observado no espectro visível.

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25 com áreas planas, montanhas, regiões semelhantes a canais de rios e o mais surpreendente, lagos e mares. Foram também encontrados criovulcões, que ejetam água e amônia, indicando que Titã tem uma atividade geológica. Somente as imagens de radar e de infravermelho mostraram as evidências de mares, lagos, canais e leitos de um sistema equivalente ao sistema hídrico da Terra, porém contendo etano e metano líquidos. Estes corpos líquidos, os primeiros encontrados fora da Terra, estão mais presentes nas proximidades dos pólos, onde a incidência de luz solar não é suficiente para evaporá-los (Figura 2). Na faixa equatorial, encontram- se leitos secos de possíveis lagos e rios e alguns possíveis oásis. Estima-se que o interior de Titã contenha um núcleo rochoso de 3400 km de diâmetro rodeado por camadas compostas de diferentes formas de gelo (Figura 3). Pela análise das erupções dos criovulcões, há a possibilidade de haver um grande oceano de água líquida alcalina no subterrâneo (como em Europa). Em dezembro de 2010 foi anunciada a descoberta de um possível criovulcão denominado Sotra Patera (Figura 4) com altitude de 1500 m. Enquanto na Terra a lava é feita de rocha líquida, a lava de Titã é constituída de silicatos hidratados e água e amônia líquidas. Isto significa que existe uma atividade geológica em Titã resultante do efeito de maré gravitacional causado por Saturno. Foi também descoberto que nas regiões equatoriais existem dunas de até 100 m de altura e de dezenas de quilômetros de extensão. Dunas deste tipo são sempre AstroNova . N.11 . 2016 raio equatorial (km)2575 densidade média (kg/m ) 1880 distância de Saturno (km) 1,23ð×10 6 massa (kg) 1,35ð×10 23 gravidade na superfície (m/s )1,35 período orbital (dias) 15,95 período de rotação (dias)15,95 excentricidade orbital 0,029 temperatura da superfície (K) 93 temperatura da superfície (°C) -180 pressão da superfície (bar) 1,5 Tabela 1. Dados gerais de Titã. 2 Figura 2. Foto de radar do Kraken Mare, de área 400.000 km. Percebe-se a presença de equivalentes terrestres aos rios, ilhas e linha costeira.

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22 AstroNova . N.11 . 2016 26 alinhadas com a direção média do vento. No caso de Titã a direção dos ventos tem influência do efeito de maré, que é 400 vezes mais forte que as forças de maré entre a Terra e a Lua na região equatorial. Este padrão dos ventos causa uma orientação das dunas na direção oeste para leste, parando com este padrão perto das montanhas, onde a direção dos ventos altera- se. (Figura 5) A areia de Titã não é como a da Terra. Não é apenas formada de pequenos grãos de sílica, mas também contém metano líquido que ao chover causa a erosão de gelo de água que se encontra na superfície. Esta areia contém os sólidos orgânicos produzidos por reações fotoquímicas que ocorrem na atmosfera. A superfície de Titã é marcada por regiões brilhantes e escuras. Dentre as regiões brilhantes destaca-se a região de Xanadu, uma larga e refletiva área equatorial de tamanho próximo ao da Austrália. Esta região apresenta colinas e é cortada por vales e ravinas. Existem áreas equivalentes em Titã, porém de coloração escura, que talvez sejam lagos rasos. (Figura 6) Características atmosféricas Os dados obtidos da composição atmosférica (Tabela 2) mostram a presença de variados hidrocarbonetos e de moléculas compostas de carbono e nitrogênio. Inclusive, apesar da baixa intensidade de luz solar recebida na alta atmosfera Figura 3. Estrutura de Titã. Da superfície ao centro: atmosfera e superfície, camada de gelo exterior (gelo de água e clatratos), oceano subterrâneo global, camada de alta pressão com gelo na fase VI e núcleo de silicato hidratado. Figura 4. Reconstrução em 3D da imagem do criovulcão Sotra Patera. Possui dois picos, com 1000 m e 1500 m. Sua base tem 65 km de diâmetro. É considerada a maior evidência até o momento do vulcanismo em Titã.

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Figura 5. Dunas na zona equatorial. 27 AstroNova . N.11 . 2016 por unidade de área (comparado a valores da Terra), a luz possui um papel muito importante na complexidade da química atmosférica de Titã. Em altas altitudes, a luz ultravioleta e a radiação ionizante formam moléculas reativas a partir do metano e do nitrogênio, levando à síntese de compostos orgânicos lineares e cíclicos (como benzeno e hidrocarbonetos policíclicos aromáticos, os PAHs). Compostos orgânicos ionizados são também gerados podendo reagir com o benzeno e os PAHs para formar moléculas complexas de hidrocarboneto-nitrila denominados tholins (também denominado tolina na literatura científica portuguesa). Os tholins, formados em camadas mais altas da atmosfera, flutuam descendo para as regiões mais frias da atmosfera, onde condensam em camadas com estrutura parecida com névoa ou aerossol. Nas altitudes de 30 a 50 km, metano e etano estão presentes na forma de nuvens. (Figura 7) A temperatura na superfície é aproximadamente -180°C e a pressão é de 1,5 bar. Nestas condições, o gelo de água é duro como rocha e metano e etano são líquidos. Ao chegar às partes inferiores mais frias da atmosfera, metano e etano condensam em forma de gotas precipitando à superfície na forma de chuvas. Estas foram o que seria equivalente ao sistema hidrológico da Terra com rios, bacias e lagos. As chuvas, e consequentemente os lagos, são mais comuns nos polos de Titã. Há inclusive variação sazonal dos lagos polares. No período de inverno, quando há escuridão, os lagos aumentam de tamanho e alguns lagos pequenos chegam a desaparecer no luminoso verão. Assim, o clima de Titã apresenta chuva, vento e variações sazonais. Estrutura termal da atmosfera Uma consequência interessante do processo Figura 6. Vista da área de Xanadu. Notam-se estruturas semelhantes às encontradas para sistemas hídricos na Terra.

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Fração atmosférica N2 nitrogênio0,97 CH4 metano 4,90ð×10 -2 H 2 hidrogênio1,10ð×10 -3 CO monóxido de carbono6,00ð×10 -5 Ar argônio 4,32ð×10 -5 C2H6 etano 1,10ð×10 -5 C2H4 eteno 5,00ð×10 -7 C 2H 2 etino 3,00ð×10 -6 C 3H 8 propano 6,00ð×10 -7 HCN cianeto de hidrogênio 7,80ð×10 -7 CH3CCH propino 2,00ð×10 -8 CHCCCH butadieno 2,00ð×10 -8 C 6H 6 benzeno 3,80ð×10 -9 C2N2 cianogênio 9,00ð×10 -10 HCCCN cianoetino 4,40ð×10 -8 H2O água 8,00ð×10 -9 CO 2 dióxido de carbono 1,30ð×10 -8 22 AstroNova . N.11 . 2016 28 Tabela 2. Composição relativa da atmosfera de Titã. fotoquímico pode ser observada na estrutura termal da atmosfera. A absorção de radiação UV provê a energia necessária para a quebra das ligações químicas nas moléculas. Como parte do processo, quando a molécula absorve esta radiação há um aumento associado de energia cinética da molécula. Este aumento é observado na temperatura da molécula e consequentemente da atmosfera. Assim, nas regiões da atmosfera onde as reações fotoquímicas mais ocorrem (predominantemente a do metano), é onde encontra-se um aumento na temperatura da atmosfera. Desta forma, a estratosfera, logo acima da troposfera, é uma região de gradiente positivo da temperatura, ou seja, a temperatura aumenta com a altitude. Maiores detalhes das zonas da atmosfera de Titã foram obtidos durante o pouso da sonda Huygens, incluindo valores de pressão e temperatura em função da altitude. (Figura 8) Pelo gráfico, nota-se que a formação de nuvens de CH e 4 de N ocorrem na faixa dos 2 15-40 km e em altitudes maiores ocorre a formação Figura 7. Compostos orgânicos e suas estruturas formados a partir das reações fotoquímicas na atmosfera de Titã.

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29 da névoa de condensados (60-80 km). A partir de aproximadamente 50 km de altitude o gradiente de temperatura é positivo, o que aumenta a cinética de reações fotoquímicas. Percebe-se também que a pressão na superfície é em média 1,5 bar. Considerando que a gravidade de Titã é de apenas 14% da gravidade da Terra, este valor mostra que a densidade da atmosfera é alta. Há possibilidade de vida? Das análises feitas sobre a atmosfera e suas singularidades vê-se que Titã possui a base para a formação de biomoléculas, há líquidos na superfície do planeta e uma atmosfera densa protege a superfície. Entretanto há fatores que são adversos para a vida tal como a conhecemos: a temperatura da superfície é extremamente fria para a vida baseada em água, os líquidos presentes na atmosfera são fortemente apolares e a possibilidades de ciclos químicos são limitadas. A questão é: poderia a vida, de alguma forma diferente do que se conhece, existir em algum lugar deste mundo? Figura 8. Estrutura da atmosfera de Titã com a pressão (bar) e temperatura (K) em função da altitude (km). Figura 9. Fotomosaico de uma foz em delta e nuvens. AstroNova . N.11 . 2016

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30 AstroNova . N.11 . 2016 Titã apresenta a possibilidade de dois ecossistemas totalmente distintos, tanto física quanto quimicamente. Abaixo da superfície, a solução aquosa de amônia e compostos orgânicos pode prover um potencial habitat para a vida baseada em água. Este habitat pode existir em escala global, assim como o oceano subterrâneo de Europa. Na superfície, lagos, rios e mares de etano e metano, ricos em compostos orgânicos, passam por ciclos de abundância e escassez de líquidos; assim como rios e lagos perenes de lugares secos da Terra. A precipitação média em Titã é de alguns centímetros por ano. Porém em locais onde ela acontece é muito forte. Semelhante às chuvas que podem ocorrer em locais desérticos da Terra. Estas, quando ocorrem, vem sempre na forma de tempestades. Além de mares, a missão Cassini mostrou padrões equivalentes aos deltas de rios que terminam nos mares e lagos de Titã (Figura 9). Alguns desses corpos de metano e etano líquidos, ao secar, deixam um leito seco com camadas de tholins. Parece estranho haver uma forma de vida que seja tolerante a hidrocarbonetos, mas mesmo na Terra eles existem. Como exemplos tem-se o fungo Fusarium alkanophilum, que cresce degradando hidrocarbonetos saturados, um mínimo de água e pouco ou nenhum oxigênio. Outro exemplo é a bactéria Bacillus cereus, que foi encontrada em um campo de petróleo da China e é capaz de degradar hidrocarbonetos de cadeia longa. Esta bactéria inclusive é usada em biorremediação de ambientes contendo hidrocarbonetos. Por todas essas considerações, pode-se imaginar formas de vida muito exóticas. Uma análise da Academia Nacional de Ciências dos EUA diz que: Se a vida é uma propriedade intrínseca da reatividade química, então a vida pode existir em Titã . Titã é um ambiente que a vida tal como conhecemos teria muita dificuldade de se manter. Até o momento não se sabe quais seriam as condições limites para a vida manter-se. Pode ser que a vida possa existir em condições que poderiam parecer irreais com o conhecimento que se tem hoje. Mas também, a vida pode ter como limites a ausência de água e a temperatura, e nesse caso, não pode existir na superfície de Titã e talvez em nenhum lugar deste interessante mundo. Rafael Cândido Jr. é graduado e mestre em Engenharia Química pela USP e doutorando em Engenharia Aeroespacial pelo ITA Bibliografia recomendada: Titan Interior, Surface, Atmosphere and Space Environment. Cambridge Planetary Science. 2014. Cosmic Biology. How life could evolve on other worlds. Springer-Praxis. 2011.

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31 Telescópios do ESO OS OLHOS PARA O UNIVERSO Telescópios do ESO OS OLHOS PARA O UNIVERSO Cristian Westphal cienciaeastronomia@gmail.com O ESO (European Southern Observatory - Observatório Europeu do Sul) é a organização de maior importância quando se trata de pesquisas observacionais do planeta. Vários países formam um consórcio para utilizar dos equipamentos para as suas pesquisas, nos quais estão a Áustria, Alemanha, Bélgica, Brasil, Dinamarca, Espanha, Finlândia, França, Itália, Holanda, Polônia, Portugal, Reino Unido, República Checa, Suécia e Suíça. O ESO põe à disposição dos astrônomos dos países parceiros, instalações de ponta, além de promover e organizar a cooperação nas pesquisas em astronomia. Atualmente, o ESO opera os maiores e mais sofisticados observatórios do mundo, em três locais no norte do Chile: La Silla, Paranal e Chajnantor. Estes são os melhores locais no hemisfério sul para a observação astronômica. Com outras atividades tais como, desenvolvimento tecnológico, conferências e projetos educacionais, o ESO desempenha também um papel decisivo na formação de uma Área Europeia de Investigação para a astronomia e astrofísica. Observatório Paranal O Observatório Paranal é um conjunto de observatórios localizados no topo do Cerro Paranal, deserto do Atacama, no Chile. O conjunto de telescópios é o mais produtivo complexo astronômico do mundo, cujos dados são amplamente utilizados em artigos científicos. Uma

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característica notável do Observatório Paranal é que todos os telescópios podem funcionar de forma integrada, com todos os dados sendo unido numa única base de dados, o que amplia radicalmente sua resolução. O Very Large Telescope (VLT), no Cerro Paranal, é a principal infraestrutura de observação do ESO, operando no visível e infravermelho. Os quatro Telescópios Principais de 8,2 metros de diâmetro trabalham individualmente, usando uma enorme coleção de instrumentos. O VLT oferece também a possibilidade de combinar a radiação coletada pelos quatro telescópios de modo a trabalhar como um interferômetro. Além dos telescópios de 8,2 metros de diâmetro, o VLT conta também com quatro Telescópios Auxiliares (AT) de 1,8 metros de diâmetro, o que aumenta as suas capacidades de obter imagens, ao mesmo tempo em que permite a utilização da infraestrutura durante todas as noites do ano. Observatório de La Silla La Siila tem sido a pedra angular do ESO desde os anos 1960. É lá que o ESO mantém dois dos telescópios da classe dos 4 metros mais produtivos do mundo. O New Technology Telescope (NTT, Telescópio de Nova Tecnologia) de 3,58 metros foi o primeiro telescópio no mundo a ter um espelho principal controlado por computador (óptica ativa), uma tecnologia desenvolvida no ESO e agora aplicada à maior parte dos Fonte Imagem: https://www.eso.org/public/brazil/images/eso0137k/ 32 AstroNova . N.11 . 2016

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grandes telescópios mundiais. No telescópio de 3,6 metros do ESO está instalado o HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), um espectrógrafo com uma precisão sem paralelo, dedicado à procura de planetas extrasolares. O Observatório de La Silla foi o primeiro observatório de vanguarda do mundo a obter uma certificação da Organização Internacional de Standartização (ISO) 9001 Sistema de Qualidade de Administração.A Infraestrutura de La Silla é igualmente usada por muitos dos Estados Membros do ESO para projetos direcionados tais como o Telescópio Suíço Euler de 2,2 metros, o Rapid- Eye Mount (REM) e o detector de explosões de raios gama TAROT. Existem em La Silla infraestruturas de uso comum, tais como o telescópio MPG/ESO de 2,2 metros e os telescópios Dinamarqueses de 1,54 metros. A câmara de grande campo de 67 milhões de pixels montada no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros obteve muitas imagens extraordinárias de objetos celestes, algumas das quais se tornaram famosas. ALMA O ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) é composto por 66 antenas de alta precisão, que operam na banda de comprimentos de onda que Fonte Imagem: http://www.eso.org/public/brazil/images/eso0019b/ 33 AstroNova . N.11 . 2016

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vai dos 0,32 aos 3,6 mm. A rede principal é composta por 50 antenas com 12 metros de diâmetro cada uma, que funcionam em uníssono como se tratassem de um único telescópio - um interferômetro. Uma rede adicional compacta, composta por quatro antenas de 12 metros e doze antenas de 7 metros complementa a rede principal. As antenas podem se posicionar em diferentes configurações, onde o máximo da distância entre as antenas pode variar entre os 150 metros e 16 quilômetros. O ALMA foi inaugurado em 2013, entretanto as observações científicas preliminares com uma rede parcial de antenas tinham começado já em 2011. O ALMA é uma parceria entre o ESO (representando os seus Estados Membros), NSF (EUA), e NINS (Japão), junto com o NRC (Canadá), NSC e ASUAA (Formosa) e KASI (Coréia do Sul), em cooperação com a República do Chile. O Observatório Conjunto ALMA é operado pelo ESO, AUI/NRAO e NAOJ. Cristian Wesphal é acadêmico de Engenharia Química e coordenador do Projeto Ciência e Astronomia. Fonte Imagem: http://www.eso.org/public/brazil/images/eso1137g/ 34 AstroNova . N.11 . 2016

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Nebulosa de Órion - Messier 42 Astrofotógrafo: Alan Régis Rodrigues Albuquerque 15/07/2016 Distrito de Cachoeira (Maranguape) - Ceará

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AstroNova é uma colaboração de estudantes, professores, astrônomos amadores e profissionais para a divulgação de Astronomia e Ciências da Natureza. Tem lançamento trimestral, é totalmente pública, gratuita e de direitos livres. Disponível em: REVISTA DE DIVULGAÇÃO DE ASTRONOMIA E CIÊNCIAS DA NATUREZA www.caeh.com.br www.grupocentauro.org/astronova

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