O Solar Dynamics Observatory assistiu na madrugada passada à erupção de uma imensa pluma de plasma no extremo nordeste do disco solar. O fenómeno produziu uma ejecção de massa coronal que deverá atingir o observatório espacial STEREO-B dentro dos próximos dias. O foco da erupção localizou-se numa região activa ainda invisível a partir da Terra.
Pluma de plasma elevando-se acima da superfície solar. Imagens obtidas a 15 de Abril de 2012 pelo instrumento Atmospheric Imaging Assembly (AIA) do Solar Dynamics Observatory (SDO). Crédito: SDO(NASA)/AIA consortium/Helioviewer.
Quanto tempo dura um dia em Mercúrio? A resposta não é simples.
Na Terra regemo-nos pelo dia solar, o período compreendido entre duas passagens consecutivas do Sol pelo mesmo meridiano celeste. O dia solar prolonga-se em média por 24 horas e é ligeiramente mais longo (cerca de 3 minutos e 56 segundos) que o dia sideral (o período de uma rotação em relação às estrelas). Esta pequena diferença emerge da progressão da Terra na sua órbita após uma rotação completa sobre o seu eixo, um movimento que afecta o ângulo de incidência do Sol sobre a superfície terrestre.
Devido à lenta rotação e à rápida velocidade orbital de Mercúrio, um dia solar no mais pequeno planeta do Sistema Solar estende-se em média por 175,97 dias terrestres. Ao contrário do que acontece na Terra, este período é radicalmente diferente do dia sideral. Mercúrio completa uma volta em torno do seu eixo (em relação à posição das estrelas) a cada 58,65 dias terrestres, o que corresponde a apenas 2/3 do seu período orbital (cerca de 87,97 dias terrestres). Tal coincidência é resultado de uma ressonância rotação-translação 3:2 provocada pela forte influência gravitacional do Sol.
Esta curiosa ressonância produz um estranho efeito no movimento aparente do Sol nos céus de Mercúrio. Uma vez em cada ano mercuriano, o disco solar parece reverter ligeiramente o seu movimento aparente este-oeste. Este efeito provoca diferenças significativas nos tempos de insolação em diferentes longitudes, o que se reflecte num invulgar padrão de distribuição das temperaturas superficiais.
A equipa da missão MESSENGER publicou recentemente um interessante vídeo que mostra o pólo sul de Mercúrio ao longo de um dia mercuriano completo. Reparem como se desloca o terminador (a linha que separa o dia da noite) ao longo da superfície.
Sequência de 89 imagens obtidas em 2011 pela sonda MESSENGER ao longo de um dia mercuriano (176 dias terrestres). As imagens estão centradas no pólo sul do planeta e abrangem todas as regiões meridionais até aos 73º de latitude. Crédito: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington.
No passado dia 11 de Abril, a sonda Cassini realizou uma rápida sequência de observações dos resquícios da supertempestade que assolou o hemisfério norte de Saturno em 2011. Durante a sessão, Dione e Tétis cruzaram o campo de visão das suas câmaras, proporcionando à equipa de imagem da missão a oportunidade para a captação deste belo retrato do sistema.
O gigante Saturno e as suas duas luas Dione e Tétis. Imagem obtida pela sonda Cassini a 11 de Abril de 2012, a 2,3 milhões de quilómetros de distância do planeta. Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute.
Neste momento, a Cassini encontra-se nas proximidades de Encélado a analisar a composição das plumas que emanam da região do pólo sul. Logo à noite, a sonda da NASA rumará para um encontro com Tétis, a apenas 9 mil quilómetros da sua superfície. Esta será a passagem mais próxima da missão desde Setembro de 2005, altura em a Cassini sobrevoou Tétis a apenas 1.503 km de distância.
Foram finalmente publicados todos os dados obtidos pela sonda Rosetta durante o seu encontro com o asteróide (21) Lutécia a 10 de Julho de 2010. Como seria de esperar, alguns membros da comunidade do fórum UnmannedSpaceflight.com não perderam tempo e começaram a produzir verdadeiras obras de arte a partir do material disponibilizado pela ESA. Apreciem em baixo alguns exemplos:
Passagem pelo asteróide Lutécia, numa animação construída com imagens obtidas pela sonda Rosetta a 10 de Julho de 2010. Crédito: ESA/MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA/Ian Regan.
Lutécia em cores aproximadamente naturais, numa composição construída com imagens obtidas através de filtros para o azul, o verde e o laranja. Ao centro encontra-se uma enorme cratera muito degradada, com grandes derrocadas de regolito e enormes rochedos espalhados pelas suas encostas. Alguns desses rochedos elevam-se a 400 metros acima da superfície! Crédito: ESA/MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA/Daniel Macháček.
A grande bacia Massilia em cores aproximadamente naturais. Crédito: ESA/MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA/Daniel Macháček.
Uma equipa de cientistas australianos da Curtin University, em Perth, Austrália, produziu recentemente o Lunar Gravity Model 2011 (LGM2011), um novo modelo do campo gravitacional da Lua com uma resolução espacial sem precedentes. Baseado em métodos testados com sucesso na Terra, o novo modelo melhora consideravelmente o detalhe de modelos anteriores, incluindo o SGM100i (um modelo gerado a partir de dados obtidos pela missão japonesa Kaguya) e os modelos preliminares produzidos pela missão Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO).
O desempenho surpreendente alcançado no LGM2011 é fruto da combinação de componentes do modelo SGM100i com dados topográficos obtidos pelo altímetro LOLA da LRO no período entre 2009 e 2011, e deverá rivalizar com o modelo que irá ser criado pela missão GRAIL.
Vejam em baixo alguns dos produtos gerados pelo novo modelo:
Mapa da aceleração gravitacional na superfície lunar (lado mais próximo à esquerda e lado mais distante à direita). Crédito: Western Australian Centre for Geodesy (Curtin University).
Mapa das anomalias gravitacionais da Lua (lado mais próximo à esquerda e lado mais distante à direita). Reparem na presença de grandes superfícies com anomalias gravitacionais positivas no hemisfério mais próximo. Estas superfícies coincidem com as grandes bacias de impacto de Mare Imbrium, Mare Serenitatis, Mare Crisium, Mare Nectaris e Mare Humorum, regiões que contêm grandes mascons (concentrações de massa). Crédito: Western Australian Centre for Geodesy (Curtin University).
Mapa da deflexões verticais superficiais da Lua (lado mais próximo à esquerda e lado mais distante à direita). A deflexão vertical indica o desvio da direcção da atracção gravitacional relativamente ao que seria medido num corpo perfeitamente esférico. Crédito: Western Australian Centre for Geodesy (Curtin University).
Podem ler mais pormenores sobre este trabalho aqui.
No passado dia 4 de Abril, o Sol executou uma estranha pirueta sobre si próprio! Bem... pelo menos foi esta a realidade na perspectiva do Solar Dynamics Observatory. O observatório espacial da NASA executou uma volta de 360º sobre si próprio, o que provocou o curioso movimento nas imagens do Sol.
Esta manobra é executada duas vezes por ano com o objectivo de remover distorções ópticas das imagens obtidas pelo instrumento Helioseismic and Magnetic Imager. Os dados acumulados permitem aos cientistas determinar com precisão as dimensões do Sol, e como estas se alteram ao longo do actual ciclo solar.
A câmara HiRISE da sonda Mars Reconnaissance Orbiter surpreendeu um gigantesco torvelinho serpenteando na vasta e poeirenta planície de Amazonis, em Marte. Gerados por espirais de ar quente em ascensão a partir de superfícies aquecidas pelo Sol, os torvelinhos marcianos são fenómenos frequentes nas longas tardes de Primavera e Verão. Apesar de se formarem em pressões atmosféricas extremamente baixas (a pressão atmosférica na superfície de Marte é tipicamente inferior a 1% da pressão atmosférica terrestre medida ao nível do mar), conseguem reunir energia suficiente para arrastar consigo partículas de areia a velocidade superiores a 100 km.h-1!
Um gigantesco torvelinho em Amazonis Planitia. Imagem obtida a 14 de Março de 2012, pela sonda Mars Reconnaissance Orbiter. Crédito: NASA/JPL/University of Arizona.
Semelhante a outro fotografado em Fevereiro passado, este novo torvelinho destaca-se pelo seu tamanho colossal. Segundo a equipa da HiRISE, o comprimento da sua sombra nas imagens indica que a pluma de poeira atingiu uma altitude de 20 km acima da superfície! Apesar do seu surpreendente comprimento, o diâmetro deste torvelinho não ultrapassou, no entanto, os 70 metros, dimensões ainda assim comparáveis às dos tornados terrestres.
Imagem de contexto mostrando o torvelinho em toda a sua extensão. Crédito: NASA/JPL/University of Arizona.
Em que diferem os torvelinhos dos tornados? A diferença está nas respectivas fontes de energia. Os torvelinhos são alimentados pelo calor que irradia da superfície. Os tornados, por sua vez, têm uma fonte de energia adicional: o calor libertado pela condensação do vapor de água atmosférico (cliquem aqui para saberem mais sobre tornados). Como na atmosfera marciana existe pouquíssimo vapor de água, o seu contributo na convecção atmosférica em escalas localizadas é irrelevante, pelo que em Marte apenas se formam torvelinhos.
