Hercóbulus

Ciência e Misticismo

A crença na existência do objeto denominado Hercóbulus ou Hercólubus é atribuída a certos esotéricos.

Em 1984, astrônomos estadunidenses formularam uma hipótese para explicar por que registros fósseis indicam que, aproximadamente a cada trinta milhões de anos, ocorre a extinção de uma grande parte dos seres vivos terrestres. Esses pesquisadores propuseram a existência de uma pequena estrela anã vermelha, chamada Nêmesis, que orbitaria o Sol em uma elipse com um semi-eixo maior de 90.000 U.A., ou 1,4 anos-luz. Quando esta estrela se aproximasse do periélio (a parte da órbita mais próxima do Sol), ela passaria por uma região distante cerca de 10.000 U.A. do Sol, conhecida como Nuvem de Oort-Öpik, onde bilhões de núcleos de cometas estão em órbitas quase circulares. Durante a passagem de Nêmesis, esses cometas seriam perturbados gravitacionalmente, sendo arremessados em direção às partes mais internas do Sistema Solar. Devido ao grande número de cometas, a probabilidade de colisão com a Terra seria consideravelmente maior do que a atualmente existente.

Alguns esotéricos, ao tomarem conhecimento desta hipótese por meio dos jornais da época, modificaram-na sem justificativas plausíveis, alterando o tipo de objeto de estrela para planeta ou cometa, modificando sua órbita para uma trajetória que passa pela região planetária do Sistema Solar, atribuindo cores ou insinuando que os astrônomos conhecem sua existência, mas preferem não revelá-la para não alarmar a população (semelhante ao enredo do filme Deep Impact ou de um episódio de X-Files). O tema "Hercóbulus" ganhou notoriedade em programas sensacionalistas de TV em alguns países da América Latina, resultando na produção de vários livros, artigos, palestras e cursos sobre o assunto.

Descobrir Nêmesis é uma tarefa complexa, pois o objeto emite radiação predominantemente na faixa do infravermelho (devido à baixa temperatura superficial), uma faixa para a qual os detectores da época não eram muito sensíveis. Além disso, seria necessário fazer uma varredura em todo o céu, o que requer um telescópio de uso quase exclusivo. A busca por Nêmesis foi realizada pelo IRAS, que usou modelos estelares para prever o brilho esperado, mas nada foi descoberto nos dados disponíveis.

Uma varredura do céu em três bandas do infravermelho, realizada no Chile (DENIS), descobriu a anã vermelha DENIS-P J104814.7-395606.1, com mais de 60 massas de Júpiter, a aproximadamente 13 anos-luz do Sol. Como o brilho dos objetos astronômicos diminui com o inverso do quadrado da distância, seria mais fácil descobrir Nêmesis a 1,4 anos-luz do que a anã vermelha encontrada. A provável órbita de DENIS-P indica que ela gira ao redor do núcleo da Via Láctea, assim como o Sol. A trajetória calculada de DENIS-P no espaço não sugere uma possibilidade de colisão com a Terra ou que ela arremesse cometas para o Sistema Solar interior. A varredura realizada no Chile, com detectores modernos e sensíveis, não encontrou Nêmesis ou o imaginário Hercólubus, apesar das alegações persistentes de que este último se aproxima da Terra.

Nuvem de Oort e o Cinturão de Kuiper

Nuvem de Oort-Öpik e órbitas elípticas, parabólicas e hiperbólicas de alguns hipotéticos cometas. Fonte: Bergamini, D.:1970 In, O Universo, Biblioteca da Natureza Life, Livraria José Olympio Editora, Rio de Janeiro, P.69

Durante as primeiras décadas do século XX, diversos pesquisadores investigaram as perturbações gravitacionais planetárias sobre as órbitas de corpos do Sistema Solar, como asteroides e cometas. Esses estudos levaram ao desenvolvimento das primeiras ideias sobre a distribuição estatística dos parâmetros orbitais desses corpos.

Strömgrem (1914, 1947) demonstrou que as órbitas hiperbólicas dos cometas (1/aorig < 0, onde  aorig é o semi-eixo maior da órbita do objeto antes de entrar na região planetária do Sistema Solar) não eram as originais quando esses corpos entraram no Sistema Solar, mas o resultado da interação gravitacional com os planetas.

Sinding (1948) determinou valores de $1/a_{\text{orig}} < 0$ para vinte e um cometas de longo período. Esses resultados, juntamente com o trabalho de Van Woerkom (1948), formaram a base para o trabalho de Oort (1950) sobre a existência de um reservatório de cometas além dos limites do Sistema Solar. A teoria de uma hipotética nuvem de cometas distantes, com trajetórias estáveis frente a perturbações estelares, foi formulada por Öpik em 1932, antes de Oort.

Oort deduziu a existência desta nuvem com base no grande número de cometas de longo período com $1/a_{\text{orig}} < 10^{-4} \, \text{U.A.}^{-1}$ dentro de uma amostra de dezenove cometas. Seus afélios estariam a pelo menos 200.000 U.A. do Sol. Oort concluiu que haveriam órbitas estáveis a aproximadamente 200.000 U.A., as quais poderiam ser perturbadas por passagens estelares próximas. Admitindo que as passagens estelares poderiam tornar randômica a distribuição orbital da nuvem e considerando a idade do sistema solar, a nuvem poderia conter cerca de $2 \times 10^{11}$ cometas. Com uma massa cometária média da ordem de $10^{13} \, \text{kg}$, a massa total da nuvem seria de aproximadamente 0,3 massas terrestres ou $2 \times 10^{24} \, \text{kg}$.

De acordo com a teoria da difusão orbital de Van Woerkom (1948) para as perturbações planetárias, o número de cometas com $1/a_{\text{orig}} < 10^{-4} \, \text{U.A.}^{-1}$ deveria ser maior do que o observado. Em resposta, Oort e Schmidt (1951) sugeriram que muitos cometas poderiam não ser facilmente descobertos em suas primeiras passagens pelo Sistema Solar interior devido às suas grandes distâncias de periélio e consequentemente baixo brilho. Esse trabalho originou o conceito de cometas novos (brilhantes devido à grande produção de poeira e gás e originários da Nuvem de Oort) e cometas velhos (pouco brilhantes devido à baixa produção de poeira e gás e com órbitas elípticas com períodos orbitais curtos).

Imagem CCD do centauro (2060) Chiron (círculo verde) obtida em 05/05/1999 no Observatório do Pico-dos-Dias (Brasópolis, Minas Gerais). Este objeto, que orbita entre Saturno e Urano, foi provavelmente um membro do cinturão de Edgeworth-Kuiper, colocado nesta órbita mais próxima do Sol devido a perturbações gravitacionais de Netuno ou Urano.

 

Graças aos avanços tecnológicos em telescópios e detectores, além de estudos dinâmicos das trajetórias de cometas, sabemos hoje que o Sistema Solar está envolvido por um vasto disco composto por núcleos de cometas. Esse disco, conhecido como cinturão de Edgeworth-Kuiper, começa um pouco além da órbita de Netuno e se estende muito além, até a esferoidal Nuvem de Oort, da qual grande parte dos cometas hipoteticamente se origina.

A existência do cinturão de Edgeworth-Kuiper foi sugerida independentemente por K.E. Edgeworth em 1949 e por G. Kuiper em 1951. Eles propuseram que essa região, em forma de disco, se encontraria a pelo menos 36 U.A. do Sol. Em 1980, o uruguaio J. Fernandez propôs que este disco seria o reservatório de cometas que, após encontros com os planetas gigantes, são injetados em órbitas com períodos orbitais curtos.

Essas hipóteses foram mais fundamentadas com a descoberta de um corpo com magnitude 22, situado além da órbita de Netuno, o primeiro membro conhecido do Cinturão de Edgeworth-Kuiper. Este objeto, designado 1992 QB1, foi descoberto por Jewitt e Luu em 1993. Após essa descoberta, diversas outras foram realizadas, de modo que, em 1998, já se conheciam 66 desses corpos. Como essas descobertas foram feitas em uma pequena área do céu, acredita-se que possam existir até 160.000 objetos similares ao 1992 QB1, com diâmetros maiores que 100 km, e alguns tão grandes quanto Plutão (2.360 km) e o seu satélite Caronte (1.200 km).

Referências

Betzler, A. S.: 1998, in Um estudo dos cometas Hale-Bopp e Chiron, Projeto de Final de Curso para a Obtenção do Título de Astrônomo, UFRJ-CCMN/Departamento de Astronomia, Rio de Janeiro, p. 18, 30

Edgeworth, K.E.: 1949, MNRAS 109, 600.

Fenandez, J.: 1980, MNRAS 192, 481

Jewitt, D. & Luu, J.: 1993, Nature 362, 730

Kuiper, G.P.: 1951, in Astrophisics: A Topical Symposium, J.A . Hynek ed. McGraw Hill, N.Y., 357

Oort, J.H.: 1950, Bull. Astron. Inst. Netherl. 11, 91

Oort, J.H. & Schmidt, M.: 1951, Bull. Astron. Inst. Netherl. 11, 259

Öpik, E.J.: 1932, Proc. Amer. Acad. Astr. Sci. 67, 199
Sagan, C & Druyan, A. : 1985, in Cometa, Livraria Francisco Alves Editora S.A.,p.300-301

Strömgrem, E.: 1914, Publ. Obs. Compenhagen 19,

Strömgrem, E.: 1947, Publ. Obs. Compenhagen 144,

Van Woerkom, A . J. J.: 1948, Bull. Astron. Inst. Netherl. 10, 445

252P/LINEAR

Registro do cometa LINEAR obtido no loteamento Santo Antônio, em Amargosa (BA). As imagens foram capturadas com uma câmera Nikon D80 em 22-03-2016, entre 06h47min e 07h07min UT. A figura (b) é o resultado da soma de nove fotografias, cada uma com 15 segundos de exposição, ISO 1600, obturador f/5,3 e objetiva de 40 mm. As fotografias foram alinhadas e somadas com o software Sequator.

A magnitude do cometa devia ser próxima de cinco na ocasião do registro, segundo observadores da REA-Brasil.

O núcleo deste cometa deve ter um raio de 0,33 km, assumindo que não seja hiperativo. Este foi o menor objeto do sistema solar que consegui registrar até o momento usando uma simples máquina fotográfica.

(a) - Identificação das constelações presentes na imagem (b)
pelo Astrometry.com.

(b) - Um zoom de 250 x do Google Chrome facilita a
 visualização do objeto (seta).

C/2022 E3 (ZTF)

Registro do cometa ZTF realizado no bairro Santo Antônio (indicado pela seta), no centro histórico de Salvador. As imagens foram capturadas com uma câmera Canon Rebel T100 no dia 05/02/2023, entre 22h29min e 22h33min UT. A figura (a) resulta da soma de 10 fotografias, cada uma com 15 segundos de exposição, ISO 800, obturador f/3.5 e lente grande angular (18 mm). As imagens foram alinhadas, somadas e corrigidas para poluição luminosa utilizando o software Sequator.

De acordo com o COBS, a magnitude visual total do cometa devia ser em torno de 5,9, o que está próximo do limite de detecção da minha câmera, dado o ambiente urbano.

O núcleo deste cometa deve ter um raio mínimo estimado em 2,3 km, assumindo que ele não seja hiperativo.

(a) Um zoom de 250 x do Google Chrome facilita a visualização
do objeto (seta).

 (b) Identificação das constelações presentes na imagem (a)
pelo Astrometry.com.

O cometa 96P/Machholz e sua composição química: é possível acreditar em tudo o que se lê na internet?

Diversos canais de divulgação científica na internet aventaram duas hipóteses para explicar por que o cometa Machholz 1 apresenta abundâncias de cianogênio e carbono abaixo das encontradas em uma amostra homogênea, criada e atualizada há décadas por pesquisadores do Lowell Observatory (EUA). A primeira hipótese é que o cometa se formou em uma região diferente do sistema solar em relação àquela onde a maioria dos cometas da amostra surgiu. Esta hipótese deve ser avaliada com cautela, pois sempre existe a possibilidade de viés observacional na nossa amostra. Tal viés pode estar associado à escolha dos objetos: astrônomos tendem a observar objetos mais brilhantes, uma vez que isso melhora a qualidade dos registros. A hipótese alternativa é que o cometa Machholz 1 tenha origem interestelar, ou seja, que tenha vindo de fora do sistema solar. Embora esta segunda hipótese seja intrigante, ela é altamente especulativa, uma vez que é muito difícil inferir a origem interestelar de um cometa periódico, como o Machholz 1, apenas com base em sua órbita atual. Além disso, sistemas exoplanetários são muito provavelmente formados de maneira semelhante ao nosso, com as mesmas substâncias, talvez em abundâncias ligeiramente diferentes, mas nada que resulte em situações extremas como a hipótese que sugere que planetas gigantes tendem a se formar ao redor de estrelas mais metálicas que o Sol.

Devemos ter cuidado com o que lemos na internet, pois jornalistas não são cientistas e não têm a obrigação de ser, e astrônomos às vezes podem ser mal interpretados.

Periélio do cometa Machholz 1 registrado através da câmera C3

do satélite SOHO da NASA/ESA.

Asteroides e montes de pedras

A estrutura de muitos pequenos asteroides (com menos de 10 km de diâmetro) pode ser do tipo "rubble pile", ou seja, um conglomerado de fragmentos rochosos mantidos juntos pela gravidade. Esta hipótese foi formulada na década de 1990 para explicar por que existem poucos asteroides com períodos de rotação inferiores ao da "spin barrier" (menos de 2,2 horas). Abaixo, algumas imagens que ilustram este conceito:

Monte de brita no canteiro da Av. Juracy Magalhães Jr.Imagem obtida

em 20-12-2022, que inspirou esta postagem

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Rotação do asteroide Itokawa. Fonte: JAXA

Rotação do asteroide Ryugu. Fonte: JAXA

      Rotação do asteroide Bennu. Fonte: NASA.