C/2011 W3 (Lovejoy) - (2)

Cometa Lovejoy às 04:16 (07:16 UT) de 23/12/2011. Imagem obtida com 15 segundos de exposição, objetiva de 18 mm e abertura f/5.6. A cauda do cometa é visível atrás das nuvens.

Trabalhos Recentes Publicados

O artigo " Photometric Observations of 596 Scheila, 1990 BG, 1990 TG1, 1999 CU3, 2000 DM8, 2001 PT9, 2001 SN263, 2002 NP1, 2002 JP9, 2003 UV11, 2006 AL8, 2008 SR1, 2009 BH81, 2009 QC, P/2010 A2 (LINEAR), 2010 JK33, 2010 LY63, 2010 RF12, 2010 UD, P/2010 R2 (La Sagra), 2010 YS, 2011 AN16, and 2011 EZ78"  foi publicado no MPBu. Sou o lider desta pesquisa. Este enorme título foi escolhido para facilitar a busca pelos asteróides e cometas estudados neste trabalho no NASA ADS. 

O primeiro artigo de minha tese de doutorado, " Nonextensive distributions of asteroid rotation periods and diameters", foi aceito para publicação na A&A. Uma versão do artigo pode ser encontrada no ARXIV. O artigo deverá ser publicado no começo de 2012. A idéia para este trabalho surgiu em novembro de 2009.

C/2011 W3 (Lovejoy) - (1)

Fotografias do cometa Lovejoy obtidas entre 04:09 e 04:46 (07:09 e 07:46) de  22-12-2012 UT. A imagem (1) é a soma de 10 fotografias, divididas em duas sequências de cinco imagens com 15 e 20s de exposição respectivamente. A câmera Nikon D80 estava regulada em 18mm f/5.6. A imagem (2) é a soma de seis fotos com 10s de exposição; 55mm f/5.0.

(1) - C/2011 W3 no horizonte de Boa Esperança do Sul.  

(2)

C/2011 W3 (Lovejoy) - (0) - Aprendendo a fotografar um cometa rasante solar

Cometa rasante solar Lovejoy (indicado pela seta). Imagem obtida às 4h23 (7h23 UT) de 21/12/2011 com uma câmera Nikon D80, exposição de 4 segundos e lente de 18 mm. A foto foi tirada na entrada de um pasto no perímetro urbano de Boa Esperança do Sul, São Paulo. A "cabeça" do cometa não era visível. Estimei que a cauda de gás e poeira tinha cerca de dez graus de comprimento. A semelhança morfológica com o cometa rasante solar Ikeya-Seki, de 1965, é impressionante.

Esperando um grande meteoro....

A detecção de um fireball com potencial para produzir meteoritos é um dos resultados mais aguardados por quem se dedica à observação de meteoros. Eventos muito brilhantes podem atingir magnitudes comparáveis à da Lua cheia, cerca de −13, embora apenas uma parcela deles esteja associada à queda de meteoritos.

Um modelo baseado na distribuição das magnitudes aparentes de 49 meteoros registrados pela RBDM entre julho e outubro de 2011 foi utilizado para estimar a frequência de eventos muito brilhantes. A extrapolação do ajuste sugere que um fireball de magnitude próxima a −13 ocorreria aproximadamente uma vez a cada mil detecções. Esse valor, entretanto, deve ser interpretado com cautela, pois a amostra contém poucos meteoros brilhantes e a magnitude −13 está muito além do intervalo efetivamente observado. Além disso, os próprios dados apresentam desvios em relação ao ajuste exponencial.

Em todo caso, considerando que detectei um bólido com pico de magnitude −4,4 após cerca de 650 horas de observação, provavelmente ainda terei de esperar algum tempo até registrar um evento muito mais brilhante.

Câmera da Estação do Barbalho no início de mais uma noite de observação.
Foto de 06/12/2011, às 18:14 (21:14 UT). Vênus é visível próximo ao horizonte.
Esta imagem foi publicada em minha tese de doutorado na UFBA.

Câmera da RBDM durante uma sessão observacional.
Imagem obtida em 11/12/2011, às 03:23 (06:23 UT).
A Lua é visível próxima ao horizonte, a noroeste.

Distribuição cumulativa das magnitudes aparentes de 49 meteoros registrados pela RBDM.
A linha tracejada representa um ajuste exponencial à distribuição. Os desvios observados
em relação ao modelo, especialmente entre os meteoros mais brilhantes, indicam que
extrapolações para eventos muito mais luminosos devem ser interpretadas com cautela.

Cometa Lovejoy

O C/2011 W3 (Lovejoy) é um cometa rasante solar pertencente à família de Kreutz. Cometas desse tipo seguem órbitas extremamente próximas ao Sol, a ponto de muitos se desintegrarem ou colidirem com a superfície solar durante o periélio.

Uma das hipóteses mais aceitas para a origem da família de Kreutz é que ela se formou a partir da fragmentação de um grande cometa progenitor. Com base na análise das órbitas de alguns de seus membros, acredita-se que esse corpo original possa ter sido o chamado Grande Cometa de 1106.

Diferente da maioria dos cometas de Kreutz, o cometa Lovejoy apresenta características incomuns. Estima-se que seu núcleo tenha algumas centenas de metros de diâmetro, o que o torna pelo menos dez vezes maior que o tamanho típico dos objetos dessa família. Seu periélio ocorreu em 16 de dezembro (UT), quando atingiu uma distância mínima da superfície solar ligeiramente superior à metade da distância entre a Terra e a Lua.

Durante essa passagem próxima ao Sol, o cometa sofreu a desconexão da cauda de poeira (indicada por seta), um fenômeno resultante da intensa interação com o vento solar. A imagem apresentada abaixo mostra a trajetória do cometa a partir da sobreposição de sete registros obtidos pela câmera LASCO C3 do satélite SOHO.

Sequencia do movimento orbital do C/2011 W3.  Os tempos são UT. 1 - 14/12 - 9:32; 2 - 15/12 - 9:30; 3 - 15/12 - 16:30; 4 - 16/12 - 00:18; 5 (após o periélio) - 16/12 - 00:18;  6 -  16/12 - 16:30 e 7 -  16/12 - 22:30.  O traços na coma do Lovejoy são causados pela saturação do CCD da câmera. O cometa esta muito brilhante. O pontos brilhantes na imagem são causados pelo impacto de raios cósmicos e  outras partículas eletricamente carregadas emitidas pelo Sol.

Vídeo, quase que surreal, mostrando o cometa se afastando do Sol após o periélio. O
vídeo foi gerado a partir de imagens obtidas na faixa do UV por um instrumento a bordo do SDO.
A velocidade do movimento foi  muito exagerada. Fonte: Space Weather



Vídeo informativo e esteticamente bem produzido do site de divulgação de física solar The Sun Today, sobre o cometa C/2011 W3.

(2060) Chiron

Telescópio Boller & Chivens de 0,60 m do LNA apontado para o centauro (2060) Chiron. O objeto não é visível na imagem. Astrofotografia obtida em 1995 com uma câmera Zenit 12XS, 10 minutos de exposição e filme Kodak ASA 100. Os dados coletados nesta observação foram utilizados no artigo "2060 Chiron: Back to a Minimum of Brightness", de 1996.

Aplicativo para Contagem de Meteoros

O Meteoroid Environment Office (MEO), da NASA, desenvolveu um aplicativo gratuito para a coleta de dados sobre meteoros: o Meteor Counter. Disponível no iTunes, o aplicativo foi criado para dispositivos Android.

O Meteor Counter permite registrar a faixa de magnitude dos meteoros, segundo o padrão da International Meteor Organization (IMO), além do instante da observação e da localização geográfica do observador. Após o registro, os dados são enviados automaticamente ao MEO para análise.

O objetivo da iniciativa é auxiliar na identificação de novas chuvas de meteoros e na determinação da distribuição de massa dos meteoroides que colidem com a Terra.

Abaixo, o vídeo sobre o Meteor Counter:

ISS em Fevereiro de 2001

International Space Station (ISS) em fevereiro de 2001. Imagem obtida no campus do Observatório Nacional do Rio de Janeiro. O traço provocado pela passagem da estação está no canto inferior direito. No início do traço, vemos o planeta Saturno. A poluição luminosa é gerada pela luz de lâmpadas de sódio no porto, refletida nas nuvens.

ISS em 16 de fevereiro de 2001. Fonte: NASA

Lunokhod 2

O Lunokhod 2, cujo nome significa aproximadamente “caminhante lunar”, foi um rover soviético lançado em janeiro de 1973. Ele chegou à Lua a bordo da sonda Luna 21, que pousou no interior da cratera Le Monnier em 15 de janeiro de 1973.

Durante cerca de quatro meses de operação, o veículo percorreu uma extensa trajetória pela superfície lunar. A distância estimada durante a missão era de aproximadamente 37 km, mas medições posteriores, realizadas a partir das marcas deixadas pelo rover e identificadas em imagens da Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO), indicaram um percurso total de cerca de 39 km.

O Lunokhod 2 realizou estudos das propriedades do regolito e do ambiente lunar, além de produzir cerca de 80 mil imagens de televisão e dezenas de panoramas da superfície.

Sua missão terminou em maio de 1973 após um acidente aparentemente simples. O rover entrou em uma pequena cratera e, ao sair, sua tampa tocou o terreno, acumulando poeira lunar. Quando a tampa foi posteriormente fechada, parte dessa poeira acabou depositada sobre o radiador. O sistema de controle térmico perdeu eficiência, a temperatura interna aumentou e as comunicações com o veículo cessaram.

O rover também transportava um retrorefletor destinado a experimentos de determinação precisa da distância entre a Terra e a Lua por meio de pulsos de laser. Mesmo depois do fim da missão, o retrorefletor do Lunokhod 2 continuou sendo utilizado em experimentos de lunar laser ranging.

Um episódio particularmente interessante, e frequentemente confundido com a história do Lunokhod 2, ocorreu com o Lunokhod 1. A posição final desse primeiro rover soviético permaneceu incerta durante décadas. Em 2010, imagens obtidas pela LRO permitiram determinar sua localização com precisão suficiente para que seu retrorefletor voltasse a ser atingido por pulsos de laser enviados da Terra.

O resultado foi surpreendente: o sinal refletido pelo Lunokhod 1 mostrou-se muito mais intenso que o obtido rotineiramente do Lunokhod 2, chegando, nas primeiras medições, a apresentar um retorno aproximadamente cinco vezes maior.

Quase quarenta anos depois do fim das missões, os dois pequenos veículos soviéticos continuavam, portanto, contribuindo para experimentos científicos realizados a partir da Terra.

C/1996 B2 (Hyakutake)

Minha história com o cometa Hyakutake foi engraçada.

O C/1996 B2 atingiu seu pico de brilho no final de março de 1996. Eu era aluno de iniciação científica no Observatório Nacional do Rio de Janeiro na época, e ouvi dois astrônomos comentando na biblioteca: “É o cometa mais brilhante em 25 anos!” e “Ele está na constelação da Libra!”. Fiquei com aquelas informações na cabeça. Lembrava que o cometa mais brilhante em 25 anos havia sido o espetacular West. Aproximadamente às 22h (01h UT), daquele mesmo dia do início de abril, a constelação da Libra era visível a 30–40 graus de altura. Procurei o cometa no céu, efetuando um procedimento que deve ter sido repetido por astrônomos há séculos. Comparei os objetos visíveis no céu com os presentes em uma carta celeste para buscar um “intruso”. Para meu espanto, uma das estrelas não estava na carta e, além disso, tinha um aspecto nebuloso. Não tinha mais dúvidas: eu acabara de encontrar o cometa Hyakutake no céu! Pensei comigo mesmo: “Finalmente, estou vendo um cometa decente!”. “Decente” porque era brilhante o suficiente para ser visível a olho nu e ainda por cima possuía uma fraca cauda. Acordei minha mãe para que ela pudesse ver o objeto e montei meu telescópio newtoniano de 0,3 m f/6 logo em seguida. Com 60x de aumento, pude perceber uma tênue estrutura espiral na coma do cometa. Como esse cometa é do tipo NEO e sua inclinação orbital era bastante elevada, ele rapidamente não seria mais visível da latitude do Rio de Janeiro. Nos dois fins de semana seguintes, usei dois rolos de filme Kodak ASA 100, com 36 exposições cada, para registrar o objeto.

Apresento algumas imagens obtidas provavelmente no sábado, 23 de março de 1996, e no fim de semana seguinte, entre 30 e 31 de março de 1996. As imagens 1 a 4 correspondem ao primeiro conjunto; as imagens 5 a 7, ao segundo. Todas foram obtidas com 15 s de exposição e câmera Zenit 12 XS.

Uma bela frase é atribuída ao descobridor deste objeto:

“I don't care about the naming of the comet. If many people could enjoy that comet, that is the happiest thing for me.”

— Yuji Hyakutake, 1996

Yuji Hyakutake morreu de aneurisma em 2002, aos 51 anos de idade. Acho que ele sintetizou tudo que senti ao ver aquele objeto no céu.

Imagem 1 — Minha primeira foto do cometa.

Imagem 2 — C/1996 B2 Hyakutake.

Imagem 3 — C/1996 B2 e o Morro do Sumaré, que divide as zonas sul e norte

da cidade do Rio de Janeiro.

Imagem 4 — As luzes saturadas à esquerda do Hyakutake são associadas

às torres repetidoras de rádio e televisão.

Imagem 5 — Última imagem do Hyakutake obtida oito dias depois da sequência anterior.

 O objeto estava muito ao norte. Tive que me deslocar para a residência de um colega na região oceânica de Niterói para ter um horizonte sem obstáculos. O único problema foi a poluição luminosa, evidente na foto.

Imagem 6 — Imagem anterior com uma correção de background proporcionada pelo

software IRIS.

Imagem 7 — Região de Escorpião–Sagitário. A Via Láctea aparece bem visível,

embora com contraste moderado, sugerindo um céu intermediário, aproximadamente Bortle 4–5.

A poluição luminosa era localizada principalmente na direção noroeste, justamente onde o cometa Hyakutake era visível.

Nova Velorum 1999

A nova Velorum (indicada pela seta) surgiu na constelação da Vela em maio de 1999. No momento em que esta imagem foi obtida (29 de maio de 1999, às 21h30 UT), sua magnitude visual era aproximadamente 3. A fotografia foi realizada no bairro do Horto Florestal, na cidade do Rio de Janeiro, com uma câmera Zenit 12XS, filme ASA 100 e tempo de exposição de 15 segundos.

Shenzhou-2

Em 04:52 (07:52 UT) de 15 de janeiro de 2001, o autor registra a passagem da nave chinesa Shenzhou-2 da cidade do Rio de Janeiro (Imagem 1). Nesta ocasião, a nave estava em uma órbita de 330km x 340 km e inclinação de 42,6 graus em relação ao equador. Na ocasião das observações, a nave esteve a uma distância mínima de 503 km do centro da cidade. A maior altura em relação ao horizonte foi de 41 graus, ocorrendo às 04:51 na direção SSW. A fotografia foi obtida com uma câmera Zenit 12XS, filme Kodak Gold 100 e dois minutos de exposição. A magnitude estimada foi um pouco menor que 2. Cerca de cinco minutos antes do aparecimento da Shenzhou-2, eu fotografei a trajetória do segundo estágio do lançador CZ-2F (Imagem 2). Nesta ocasião, o estágio estava em uma órbita elíptica com menor altitude que a Shenzhou-2. O estágio queimou na atmosfera no dia 20 de janeiro de 2001. O tempo de exposição foi igual ao da imagem anterior.

As manchas marrons nas imagens foram causadas pelo mau armazenamento das fotografias.

Estas observações me motivaram a escrever um artigo sobre o programa espacial chinês, publicado na Revista ComCiência.

Imagem 1

Imagem 2

Kepler-22b

Kepler-22b é um planeta extrassolar descoberto pelo telescópio espacial Kepler. A missão detectava planetas principalmente pelo método do trânsito: quando um planeta passa diante de sua estrela, visto da Terra, provoca uma pequena redução periódica em seu brilho.

Kepler-22b possui cerca de 2,1 vezes o raio da Terra e completa uma órbita em aproximadamente 290 dias, a uma distância média de 0,81 unidade astronômica de sua estrela. Seu tamanho, entretanto, não permite determinar por si só sua composição. O planeta pode possuir uma estrutura muito diferente da terrestre, e ainda não sabemos se apresenta uma superfície sólida, uma atmosfera espessa ou uma grande quantidade de materiais voláteis.

O aspecto que tornou sua descoberta especialmente interessante é sua localização na zona habitável de uma estrela semelhante ao Sol. Essa é a região em torno de uma estrela na qual, sob condições atmosféricas adequadas, poderia existir água líquida na superfície de um planeta.

Kepler-22b foi anunciado em 2011 e tornou-se o primeiro planeta confirmado pela missão Kepler orbitando na zona habitável de sua estrela. Isso, porém, não significa que o planeta seja necessariamente habitável, muito menos que possua oceanos ou vida. A presença de água líquida depende não apenas da distância à estrela, mas também de fatores como composição, massa, atmosfera, albedo e efeito estufa.

O próprio Sistema Solar mostra por que é preciso ter cautela. Vênus, Terra e Marte apresentam condições superficiais extremamente diferentes, apesar de serem planetas vizinhos. Estar na zona habitável é, portanto, uma condição potencialmente favorável à presença de água líquida, e não uma garantia de habitabilidade.

Abaixo segue o vídeo da conferência de imprensa da NASA sobre a descoberta:

C/2001 A2 (LINEAR)

C/2001 A2 (LINEAR), o primeiro cometa que fotografei em Salvador. Imagem capturada aproximadamente às 7h (UT) de 22 de junho de 2001, com uma câmera Zenit 12XP emprestada por Dourival Edgar dos Santos Jr. O filme utilizado foi o Fuji Superia ASA 100, com tempo de exposição de 30 segundos.

Região Sagitário-Escorpião - 30s.
Foto obtida pouco depois da
imagem anterior.

Robôs Espaciais Soviéticos

A recente falha da sonda "Phobos-Grunt" evidência um problema sistemático do programa espacial soviético/russo. O pais não logrou sucesso total em nenhuma missão destinada à Marte.  Um resultado paradoxal  visto o enorme êxito da exploração lunar e venusiana. Nos anos de 1970-1980, os engenheiros soviéticos estavam projetando "rovers" e "walkers" que poderiam explorar  a superfície de diversos corpos do Sistema Solar. O vídeo abaixo mostra alguns destes funcionais robôs espaciais.

"From the Moonrover to Marsrover" - Parte 1

Parte.2 

50ª detecção de um meteoro pela estação Barbalho

Este foi o quinquagésimo meteoro registrado por minha câmera de monitoramento. O evento ocorreu às 04h04 (07h04 UT) de 20/09/2011.

O meteoro apresentou um aumento abrupto de brilho, atingindo magnitude máxima estimada em −5,5, seguido de uma queda acentuada, como mostra a curva de luz. Esse comportamento é compatível com um episódio de fragmentação intensa do meteoroide, possivelmente associado à ruptura de uma estrutura pouco coesa.

RBDM50 - Soma de 10 frames de 0,033s. A explosão ocorre 

no pico de brilho (seta)

  

Curva de Luz de RBDM50

O astrônomo recomenda: "Apollo 13"

Filme de 1995 que dramatiza a missão Apollo 13. A reconstrução do lançamento do Saturno V é espetacular. Propus aos meus alunos de Física Básica que assistissem a esse trecho para discutir por que, durante a separação e o acionamento dos estágios, os astronautas são deslocados para a frente e para trás em relação à cabine. O movimento é uma consequência das mudanças abruptas na aceleração do foguete e constitui um bom exemplo dos efeitos da inércia.

Apesar de o desfecho ser conhecido, a forma como o retorno dos astronautas é apresentado continua emocionante. É um excelente filme e também um retrato de uma fase particularmente otimista da exploração espacial. É uma pena que o enorme esforço científico, técnico e humano que tornou possível o programa Apollo seja muitas vezes esquecido.

Teorias conspiratórias sobre as missões lunares continuam circulando, enquanto filmes como "Apollo 18" e "Transformers: O Lado Oculto da Lua" exploram, como ficção, versões alternativas relacionadas ao programa Apollo. Para quem ainda tem dúvidas sobre os pousos lunares, vale consultar a análise do "Bad Astronomy" sobre o tema e, sobretudo, as imagens e dados dos locais de pouso das seis missões Apollo que chegaram à superfície lunar entre 1969 e 1972, obtidos pela sonda Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO). Antes de repetir uma afirmação extraordinária, é melhor confrontá-la com as evidências disponíveis.

Trailer original de Apollo 13

Trailer da versão IMAX de 2002

C/2007 W1 (Boattini)

O cometa C/2007 W1 (Boattini) foi observado nos dias 20, 21 e 26 de abril e 4 e 5 de maio de 2008 (UT), em Salvador, utilizando um telescópio Meade 12" LX200 GPS acoplado a uma câmera CCD SBIG ST-7XME. As imagens foram obtidas com tempo de exposição de 30 segundos, sem o uso de filtros. O objetivo das observações foi investigar possíveis variações periódicas no brilho da coma que pudessem estar relacionadas à rotação do núcleo cometário.

A curva de luz obtida é apresentada na Figura 1. As magnitudes instrumentais do cometa e das estrelas de campo foram determinadas utilizando uma abertura fotométrica correspondente a quatro vezes o valor mediano do seeing estelar. Embora a utilização de uma abertura relativamente grande reduza a relação sinal-ruído, ela diminui significativamente o risco de introdução de variações fotométricas espúrias causadas por mudanças no seeing, conforme discutido por Licandro et al. (2000).

A análise dos dados indicou como solução candidata uma periodicidade de 13,51 ± 0,01 horas. Entretanto, esse valor deve ser interpretado com cautela. Embora as observações estejam distribuídas ao longo de aproximadamente quinze dias, o tempo total efetivamente amostrado foi de apenas cerca de sete horas, repartido entre cinco noites, deixando uma parcela significativa da curva de fase sem cobertura observacional. Nessas condições, a janela temporal dos dados pode produzir aliases e soluções periódicas espúrias. A incerteza de ±0,01 hora corresponde, portanto, apenas à precisão formal da solução encontrada e não representa adequadamente a incerteza real na determinação do período.

Apesar dessas limitações, a curva de luz mostra variações coerentes do brilho da coma em escalas de algumas horas, com amplitude da ordem de alguns décimos de magnitude. Como se observa na Figura 1, determinados conjuntos de dados apresentam uma evolução sistemática do brilho, embora exista uma dispersão considerável e grandes intervalos de fase sem observações. Os resultados são, portanto, compatíveis com uma modulação da atividade cometária associada à rotação do núcleo, mas não permitem determinar de forma inequívoca seu período de rotação.

O cometa C/2007 W1 apresentava uma órbita osculadora ligeiramente hiperbólica durante sua passagem pelo Sistema Solar interno. Estudos dinâmicos indicam que o objeto provavelmente se originou na Nuvem de Oort e que sua órbita foi significativamente modificada durante sua passagem pela região planetária. Wiegert et al. (2011) associaram o cometa à chuva de meteoros Craterídeos Diurnos e argumentaram que ele teria passado recentemente de uma órbita ligada para uma órbita nominalmente hiperbólica, possivelmente em consequência de uma perturbação gravitacional por um planeta gigante.

Fig. 1 – Curva de luz de C/2007 W1 em função da fase correspondente à solução candidata de 13,51 horas.

Cometa C/2007 W1 (Boattini), indicado pela elipse, em 20/04/2008 UT.
A “rosquinha” na parte inferior da imagem é um artefato produzido por uma partícula de poeira
presente no caminho óptico, provavelmente próxima ao detector.

Kitt Peak pode fechar com cortes no orçamento da NSF

O observatório Kitt Peak no Arizona (EUA) podera ser fechado em função de uma redução de 10-20% no orçamento da NOAO. O objetivo da NSF  é manter programas como o observatório Gemini e o conjunto de radio-telescópios ALMA. Uma página do NOAO foi criada descrevendo o problema e sugerindo que os usuários se manifestem apoiando a manutenção do observatório. 

1999 AQ10

O asteroide próximo da Terra (NEA) 1999 AQ10 foi observado em 16 de fevereiro de 2009 (UT), com um telescópio Meade LX200 GPS de 12", equipado com uma câmera CCD SBIG ST-7XME. Foram obtidas 155 imagens sem filtro fotométrico, de modo a maximizar a relação sinal/ruído.

A análise da curva de luz resultou em um período de rotação de 2,79 ± 0,02 horas e amplitude de 0,205 ± 0,005 mag. Uma curva de luz alternativa foi obtida por S. Casulli.

Espectro de potência utilizado na busca pelo período de rotação mais provável.

Curva de luz de 1999 AQ10 ajustada a um período de 2,79 ± 0,02 horas.

Canhão Atômico

O uso de canhões para lançar armas nucleares foi uma realidade durante quase 40 anos nos arsenais dos EUA e da URSS. Essas armas foram desenvolvidas para serem utilizadas contra inimigos próximos. O primeiro canhão a disparar uma bomba nuclear foi a "Atomic Annie". Esta arma era um canhão de 11 polegadas, capaz de lançar um projétil de 364 kg a uma distância de 11 km. O projétil em questão era uma bomba nuclear de urânio, cujo princípio de funcionamento era semelhante ao da bomba lançada sobre Hiroshima. A energia liberada era de 15 quilotons de TNT, equivalente à bomba de Hiroshima, porém com apenas 8% de sua massa.

No total, 20 unidades da "Atomic Annie" foram construídas e posicionadas na Coreia e na Europa. Felizmente, essas armas nunca foram utilizadas em combate. O canhão tornou-se obsoleto quando a miniaturização das armas nucleares permitiu a criação de projéteis que podiam ser disparados por canhões convencionais, como o M110. Abaixo, você encontrará o vídeo do primeiro teste da "Atomic Annie", realizado em maio de 1953:

RBDM14 - Um meteoro, um avião e um inseto

O meteoro RBDM14 foi detectado às 03:49 (06:49 UT) do dia 08/07/2011. O pico de magnitude apresentado pelo objeto foi de -2,7. No campo, também foram registrados o movimento de um avião e um inseto que estava andando sobre o domo da câmera.

BFN14 (seta negra) no pico de magnitude.
O avião é indicado pela seta vermelha.

Curva de luz instrumental de BFN14. O ajuste é polinomial.

Sondas Espaciais Extraterrenas

Uma possibilidade discutida no contexto da busca por inteligência extraterrestre (SETI) é que uma civilização tecnologicamente avançada utilize sondas como meio de transmitir informações ou explorar outros sistemas planetários.

A partir de 1979, Robert A. Freitas Jr. e Francisco Valdes realizaram buscas por objetos naturais ou artificiais em regiões dinamicamente interessantes próximas à Terra. A primeira campanha concentrou-se nos pontos de Lagrange L4 e L5 do sistema Terra-Lua e em órbitas associadas. Uma busca posterior, realizada entre 1981 e 1982, examinou também outras regiões do sistema Terra-Lua e o ponto L2 do sistema Sol-Terra. Nenhum objeto artificial ou natural desconhecido foi detectado.

Em 6 de novembro de 1991, o projeto Spacewatch descobriu o pequeno objeto próximo da Terra 1991 VG, com dimensões estimadas da ordem de 10 metros. Sua órbita, muito semelhante à da Terra, e as rápidas variações de brilho observadas durante sua aproximação despertaram inicialmente especulações sobre uma possível origem artificial, incluindo a hipótese de que pudesse ser um artefato extraterrestre.

Estudos posteriores mostraram que não há evidências que exijam uma origem artificial para 1991 VG. Sua dinâmica é compatível com a de um pequeno objeto natural próximo da Terra. A possibilidade de ser material ejetado da Lua por um impacto também já foi proposta, mas sua origem exata permanece incerta.

A ideia de sondas extraterrestres utilizadas para transmitir informações ou estabelecer contato também aparece com frequência na ficção científica. Dois exemplos são os episódios The Inner Light e The Nth Degree, de Star Trek: The Next Generation, nos quais sondas alienígenas desempenham papéis centrais na narrativa.

Trailer de The Inner Light.

Trailer de The Nth Degree.

2008 BT18

O asteroide binário (450894) 2008 BT18 foi observado em Salvador entre 24 e 26 de julho de 2008 (UT), poucas semanas depois de observações de radar realizadas em Arecibo e Goldstone revelarem que o objeto era um sistema binário. O componente principal tem cerca de 600 m de diâmetro, enquanto o secundário possui mais de 200 m. No artigo que publiquei posteriormente com Alberto Brum Novaes, foram reportadas 452 imagens CCD obtidas no filtro V, cada uma com 30 s de exposição.

A análise fotométrica, realizada com séries de Fourier pelo programa MPO Canopus, forneceu um período sinódico de rotação de 2,726 ± 0,007 h e uma amplitude extremamente pequena, de apenas 0,045 ± 0,002 mag. Na mesma época, Pravec havia obtido um período de aproximadamente 2,57 h. A diferença entre as duas determinações é pequena, cerca de 9,3 minutos, mas a baixíssima amplitude da curva de luz e a natureza binária do objeto tornam a interpretação da fotometria particularmente difícil.

A pequena amplitude me levou, já naquela época, a considerar a possibilidade de estarmos observando o componente principal com seu eixo de rotação próximo à nossa linha de visada. Nesse caso, mesmo um corpo não perfeitamente esférico poderia apresentar variações muito pequenas de brilho ao girar. Anos depois, essa hipótese ganhou um elemento interessante: em 2018, Brian Warner analisou novas observações de 2008 BT18 e encontrou uma componente fotométrica de aproximadamente 2,55 h, em bom acordo com a determinação de Pravec, mas também uma modulação muito mais longa, de 44,01 h. Warner discutiu justamente a possibilidade de o componente principal estar sendo observado quase pelo polo, enquanto a variação de longo período poderia estar relacionada à rotação de um satélite alongado, possivelmente sincronizada com seu movimento orbital.

Há ainda outro capítulo interessante nessa história. A Asteroid Lightcurve Database (LCDB) passou a registrar minha determinação de 2,726 h com código de qualidade U=1. É importante esclarecer o significado dessa classificação: o código U é uma avaliação da confiabilidade da solução de período, e não simplesmente da qualidade dos dados. Pela definição atual da própria LCDB, U=1 é usado quando a solução pode estar errada e quando a variação interpretada como rotacional poderia, em princípio, resultar de ruído ou de erros de calibração. A meu ver, essa classificação é excessivamente pessimista neste caso e, principalmente, não pode ser justificada apenas pela existência da solução de 2,5702 h.

Isso ficou ainda mais evidente em 2019. Em sua dissertação de mestrado sobre modelagem tridimensional de asteroides próximos da Terra, Jonatan Michimani García aplicou técnicas de inversão de curvas de luz aos dados disponíveis para 2008 BT18. O menor valor de χ² em sua busca de período ocorreu em 2,72532 h. A diferença em relação ao valor que publicamos dez anos antes, 2,726 h, é de apenas 0,00068 h, ou cerca de 2,45 segundos, muito menor do que a incerteza de ±0,007 h da determinação original. Michimani ressaltou, contudo, que a natureza binária do sistema dificulta a inversão e que são necessárias mais curvas de luz, obtidas em diferentes geometrias e aparições, para estabelecer de maneira definitiva sua forma, orientação do eixo e períodos envolvidos.

Portanto, a história de 2008 BT18 é mais interessante do que simplesmente escolher entre 2,57 h e 2,726 h. Trata-se de um sistema binário, observado com amplitude fotométrica muito pequena, no qual diferentes conjuntos de dados revelaram componentes próximas de 2,55–2,57 h, uma solução próxima de 2,726 h e uma modulação de aproximadamente 44 h. O próprio caráter binário e uma possível geometria próxima à observação polar podem explicar parte dessa complexidade. O resultado que obtivemos em Salvador continua, assim, sendo uma peça relevante desse quebra-cabeça.

Também determinei a curva de fase do objeto utilizando nossas magnitudes e medidas publicadas pelo Minor Planet Center. Quando H e G foram ajustados simultaneamente, obtivemos H = 18,2 ± 0,2 e G = 0,2 ± 0,1. Com esses valores e o albedo adotado para um asteroide do tipo V, estimamos um diâmetro de aproximadamente 0,51 km, em bom acordo com o valor de cerca de 0,6 km obtido por radar. Esses resultados foram publicados em 2009 no Minor Planet Bulletin e podem ser consultados no NASA ADS.

Curva de luz de 2008 BT18 em função da fase rotacional, ajustada com
um período de 2,726 ± 0,007 h. A linha contínua representa o ajuste
por uma série de Fourier de quarta ordem.

Curva de fase H-G de 2008 BT18. A curva preta corresponde ao melhor ajuste,
com H = 18,2 ± 0,2 e G = 0,2 ± 0,1. A curva vermelha representa a solução
obtida adotando G = 0,36, valor considerado para um asteroide do tipo V.

O astrônomo recomenda: "Deep Impact"

O filme Deep Impact (1998) foi um dos grandes filmes-catástrofe sobre impactos de corpos celestes lançados poucos anos depois da colisão do cometa Shoemaker–Levy 9 com Júpiter, em 1994. Gosto do filme, apesar de algumas “liberdades poéticas” utilizadas para tornar a história mais dinâmica.

Uma das cenas menos realistas dá a entender que um astrônomo profissional consegue determinar, praticamente de imediato e a partir de uma única observação de um novo cometa, que o objeto colidirá com a Terra. Na realidade, a determinação de uma órbita exige várias medidas astrométricas obtidas em momentos diferentes, permitindo acompanhar o deslocamento do objeto e refinar progressivamente sua trajetória.

Um exemplo interessante é o asteroide Apophis. Descoberto em 2004, ele chegou a apresentar uma pequena possibilidade calculada de colisão com a Terra. Observações adicionais permitiram descartar o impacto em 2029 e, ao longo dos anos seguintes, refinar cada vez mais sua órbita. Em 2021, novas observações por radar permitiram excluir risco de impacto por pelo menos um século. Em 13 de abril de 2029, o Apophis passará a aproximadamente 32 000 km da superfície terrestre, mais perto do que muitos satélites em órbita geossíncrona.

Outra liberdade interessante envolve a nave “Messiah”. No filme, ela utiliza um sistema experimental inspirado no Projeto Orion, baseado em propulsão nuclear por pulsos. Nesse conceito, pequenas cargas nucleares seriam detonadas sucessivamente atrás da nave. O plasma produzido pelas explosões atingiria uma grande placa propulsora, transferindo momento ao veículo, enquanto um sistema de amortecimento reduziria os violentos pulsos de aceleração.

O Projeto Orion real foi desenvolvido nos Estados Unidos, principalmente pela General Atomics, entre o final da década de 1950 e meados da década de 1960, com participação de pesquisadores como Stanislaw Ulam, Ted Taylor e Freeman Dyson. Protótipos em pequena escala chegaram a ser testados com explosivos convencionais. No filme, entretanto, o desenvolvimento do sistema é apresentado com participação de engenheiros russos, uma adaptação ficcional da história do projeto.

A representação do sistema também é bastante simplificada. Um veículo Orion real precisaria de uma placa propulsora muito grande e de uma longa sequência de explosões para produzir a aceleração desejada. No filme, porém, a placa parece relativamente pequena e as ignições do motor são mostradas de maneira muito mais simples e cinematográfica.

Outros deslizes científicos do filme são discutidos no Bad Astronomy. Apesar deles, continuo recomendando Deep Impact. Boa diversão para um sábado chuvoso em casa.

Um dos trailers do filme

Um meteoro com uma bela curva de luz

Este meteoro foi detectado em 11/07/2011 às 04:28 (07:28 UT). Este objeto apresentou uma curva de luz tipo "hat" (chapéu). Pela sua pequena velocidade angular e posição no céu, foi possível registrar todas as fases de evolução do brilho do meteoro.

 Instante do pico de brilho do meteoro

2005 YU55

Duas animações do asteroide próximo da Terra (308635) 2005 YU55. As imagens são baseadas em observações de radar, obtidas a partir dos sinais refletidos pela superfície do objeto. Esse tipo de observação permite estudar a forma, as dimensões, a rotação e algumas características da superfície de asteroides próximos da Terra.

O período de rotação de 2005 YU55 não é determinado de forma totalmente inequívoca. As observações por radar realizadas durante a aproximação de 2011 indicaram um período da ordem de 18 a 19 horas, valor mencionado no segundo vídeo. Estudos fotométricos encontraram também períodos próximos de 16,3 horas e 19,3 horas, e alguns trabalhos consideraram a possibilidade de o asteroide apresentar rotação em torno de mais de um eixo. Portanto, o valor de aproximadamente 18 horas deve ser entendido como uma estimativa, e não como um erro do vídeo.

2007 XH16

Curva de luz do asteroide próximo da Terra 2007 XH16. O objeto foi observado em Salvador nos dias 21 e 22 de dezembro de 2007 (UT), durante aproximadamente 5 horas no total. As observações foram realizadas com um telescópio Meade LX200 GPS de 12", equipado com uma câmera CCD SBIG ST-7XME e filtro Bessell R.

O período de rotação determinado foi de 3,75 ± 0,02 horas. A curva apresenta dispersão considerável em algumas faixas da fase rotacional, provavelmente associada às condições atmosféricas e à calibração relativa entre as diferentes sessões de observação. Apesar disso, a modulação global é bem definida e compatível com a rotação de um asteroide de forma alongada.

Uma curva de luz alternativa foi obtida por S. Casulli e A. Vagnozzi.

Curva de luz de 2007 XH16 ajustada a um período de 3,75 ± 0,02 horas.
O eixo horizontal representa a fase rotacional.

Curva de luz de 2007 XH16 em 22/12/2007 (UT).
O eixo horizontal representa a fração do dia.

Evidências de água líquida em Europa (satélite de Júpiter)

Uma análise de dados obtidos pela sonda Galileu sugere que estruturas conhecidas como "chaos" são associadas a bolsões de água líquida na crosta de gelo de Europa. Estes reservatórios tem uma quantidade de água semelhante a dos Grandes Lagos na fronteira dos EUA e Canada. O "press release" da NASA TV sobre esta descoberta segue abaixo:

RBDM35 - O meteoro mais brilhante detectado até o momento

O meteoro mais brilhante detectado até esta postagem foi o RBDM35. Este meteoro foi detectado em 02:38 (05:38 UT) de 19/08/2011. O pico de brilho deste objeto foi -4,4. A Lua (-10,99) e Júpiter (-2,56) são visíveis na direita da imagem.

(1044) Teutonia

Minha primeira curva de luz obtida em Salvador

Este programa observacional tem como objetivo determinar períodos de rotação de asteroides e cometas. O primeiro alvo observado foi o asteroide do cinturão principal (1044) Teutonia. As observações foram realizadas em 8 e 9 de junho de 2007 (UT), totalizando aproximadamente 4 horas, com um telescópio Meade LX200 GPS de 12", equipado com uma câmera CCD SBIG ST-7XME e filtro Bessell R. O tempo de exposição foi de 20 segundos por imagem.

A curva de luz apresentada abaixo foi gerada com o programa MPO Canopus e corresponde a uma revisão da curva originalmente publicada no Minor Planet Bulletin (MPBu). Uma curva de luz independente, obtida anteriormente por R. Roy, encontra-se disponível nos arquivos do CdR & CdL.

Curva de luz de (1044) Teutonia obtida a partir das observações de 8 e 9 de junho de 2007 (UT).

Possível Meteoro Oriônida - 21/10/2011 (UT)

Um possível meteoro da chuva das Oriônidas foi registrado pela câmera all-sky do Observatório do Pico dos Dias, em Brazópolis (MG), na madrugada de 21 de outubro de 2011. A câmera operava durante a noite, obtendo imagens com exposições de 60 segundos.

O meteoro aparece no quadro registrado às 02:43. A direção aparente de sua trajetória é compatível com o radiante das Oriônidas, chuva de meteoros ativa nesse período. Como o registro foi obtido por uma única câmera e não dispõe de uma determinação independente da trajetória e da velocidade do meteoro, a associação com as Oriônidas deve ser considerada provável, mas não conclusiva.

Pela comparação de seu brilho com as estrelas do Cinturão de Órion, a magnitude aparente máxima foi estimada em aproximadamente 2. O evento foi identificado por meio da inspeção visual de algumas dezenas de imagens do banco de dados da câmera.

A grande mancha luminosa visível nas imagens é causada pela presença da Lua no campo da câmera.

02:42 — imagem obtida imediatamente antes do registro do meteoro.

02:43 — possível meteoro Oriônida indicado pela seta.

02:44 — imagem obtida imediatamente após o registro do meteoro.