março 2019
Ciência Na Frente
Do Infinitamente Pequeno ao Infinitamente Grande
Março de 2019
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Graças a um efeito de lente gravitacional devido a uma galáxia (letra G), os astrofísicos observaram duas imagens (os pontos A e B) do quasar SDSS 1206+4332, situados em segundo plano. |
O Universo está em expansão. Desde 1998 que os astrofísicos sabem que esta expansão começou a acelerar há alguns milhares de milhões de anos. Para compreender melhor esta dinâmica, os investigadores tentam determinar o valor preciso atual da taxa de expansão do Universo, e que é chamada de «constante de Hubble».
Particularmente graças às observações do telescópio espacial Planck, a análise do fundo difuso cosmológico (a luz emitida no Universo quando este tinha cerca de 380 000 anos) leva a uma constante de Hubble de 67,4 quilómetros por segundo e por megaparsec. Mas um método que se apoia numa medição direta da distância das supernovas de tipo Ia (explosões de estrelas anãs brancas) avalia esta constante em 73,5 quilómetros por segundo e por megaparsec. Estes dois valores são incompatíveis, mesmo tendo em conta as incertezas a eles associadas. Ora a fonte desta incompatibilidade permanece desconhecida até hoje.
Para tentar esclarecer este problema, Simon Birrer, da universidade da Califórnia, em Los Angeles, e os seus colegas da colaboração HoliCOW estudaram um método independente, recaindo sobre os quasares, para calcular a constante de Hubble. Os quasares são galáxias em que o centro está ocupado por um buraco negro supermaciço e muito ativo. Precipitam-se aí grandes quantidades de matéria, emitindo uma forte radiação eletromagnética. Os quasares são os objetos mais brilhantes do Universo e podem ser observados até aos confins deste, em regiões onde o cosmos apenas tinha 2 mil milhões de anos.
Em 2017, a colaboração HoliCOW mostrou que é possível estimar a constante de Hubble observando quasares em que se obtêm quatro imagens diferentes por um efeito de lente gravitacional. Com efeito, de acordo com a relatividade geral, uma galáxia (ou um enxame de galáxias) deforma o espaço-tempo na sua vizinhança e desvia a luz proveniente de um objeto que esteja por trás, como um quasar por exemplo. Seguindo a distribuição da massa da galáxia (ou do enxame), a luz deste quasar chega-nos através de vários caminhos e formam diferentes imagens deste objeto. E quando a luz do quasar flutua, a luz das suas imagens também flutua, mas não de uma forma síncrona, já que os diferentes caminhos que a luz percorre não são todos do mesmo comprimento. Ao medir a diferença entre as flutuações das diferentes imagens e ao modelizar o trajeto da luz, é possível calcular a constante de Hubble.
Simon Birrer e os seus colegas estudaram o SDSS1206+4332, um quasar do qual só vemos duas imagens, mas em que as medições apresentam incertezas fracas. Os investigadores mostraram que um tal sistema de duas imagens pode ser tão eficaz como os de quatro imagens (que têm o inconveniente de serem muito mais raros) para medir a constante de Hubble. O valor calculado pela colaboração HoliCOW é de 72,5 quilómetros por segundo e por megaparsec. «Em termos estatísticos, comenta Vivien Bonvin, da Escola politécnica federal de Lausanne (EPFL) e membro da equipa, o nosso resultado corrobora mais o obtido pelo recurso às supernovas, mas ainda é muito cedo para se tirar uma conclusão. É ainda necessário fazer um importante trabalho sobre as incertezas de uns e de outros, para compreender estas diferenças.»
Sean Bailly (adaptado)
O futuro do Universo é previsível?
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A nebulosa da Hélice, estudar pelo telescópio Spitzer, apresenta filamentos de gás ejetados por uma estrela em fim de vida. A cor vermelha representa as últimas camadas de gás expulso. O nosso Sol deverá conhecer este mesmo destino daqui a 5 mil milhões de anos. |
Se não cuidarmos dela, o estado de uma casa deteriora-se. A ordem dá lugar à desordem. Quando eu era estudante também se dizia: «Quando as coisas são deixadas a elas próprias, vão de mal a pior.» Vemos aí uma espécie de enfermidade inerente à matéria, uma fraqueza em se manter em ordem desde que esteja exposta às vicissitudes da realidade. A esta enfermidade associa-se a noção de entropia, uma quantidade física que mede o estado de desordem de um sistema num dado momento da sua história. Em defesa desta tese, apresentamos o«segundo princípio da termodinâmica», segundo o qual a entropia de um sistema fechado deve necessariamente aumentar com o tempo. A desordem seria chamada a aumentar sempre. Tal era o veredito que resumia as experiências de laboratório e as especulações dos físicos do século XIX sobre a otimização das máquinas a vapor. Alargando esta visão ao Universo, vemos aí o anúncio de uma deterioração progressiva das estruturas existentes, até à sua inelutável destruição total. O fim de toda a mudança, num magma estéril de temperatura homogénea. Um Universo repleto de eletrões e de partículas quase indetetáveis, como o neutrino. Por outras palavras, não existirá nenhum objeto macroscópico no Universo. Será a morte térmica do Universo.
Esta profecia, é muitas vezes apresentada como a afirmação de uma fatalidade universal, de que todo o movimento, toda a atividade, só pode acelerar. Tal como a evolução multimilenar das estrelas e os trabalhos e dias dos humanos. Uma predição que muito contribuiu para o ambiente de morosidade da filosofia contemporânea. Ao estilo: «Então para quê?». Contudo, as observações astronómicas contemporâneas não se encaixam nessa visão do mundo. Pensemos na descoberta da radiação fóssil, nos movimentos de afastamento das galáxias observadas, por volta de 1925, pelo astrónomo americano Edwin Hubble e na estrutura progressiva do cosmos.
Na realidade, o Universo primordial surge nos nossos radiotelescópios com o aspeto de uma radiação universal - a radiação fóssil - quase isotérmico. Nenhuma das estruturas do cosmos contemporâneo se lhe assemelha. Não há nem galáxias, nem estrelas, nem moléculas, nem átomos. Aparece-nos um mundo inorganizado que se assemelha mais ao da morte térmica prevista para o fim dos tempos! No decurso dos 14 mil milhões de anos que se seguiram, em vez da desordem crescente profetizada, digamos, pelo segundo princípio da termodinâmica, os instrumentos permitiram-nos ver a matéria cósmica estruturar-se progressivamente sob a forma de átomos, moléculas e células vivas. Como explicar estas discordâncias aparentes entre estas observações e a degradação do cosmos inspirada pela termodinâmica do século XIX? Para responder a esta questão temos primeiro de fazer um pouco de física.
Através das reflexões de vários físicos contemporâneos, a noção de entropia enriqueceu-se. Sabemos melhor o que aprendemos com este famoso segundo princípio do Universo. O físico americano Leonard Susskind, um dos melhores cosmólogos do nosso tempo, associa à palavra «entropia» a noção de informações ocultas. Nesse sentido, a entropia pode ser considerada como a medição da quantidade total de informações requeridas para descrever um sistema. Ela está ligada numericamente ao número de questões (do tipo «sim ou não?») que são necessárias responder para saber tudo sobre esse sistema. Assim, ela corresponde de facto ao nosso grau de ignorância sobre esse sistema.
Por outro lado, o matemático britânico Roger Penrose utiliza a palavra randomness (aleatoriedade) na sua perceção da entropia. Podemos traduzi-la por «imprevisibilidade». A ideia é que, quanto mais um sistema contem diferentes informações, mais difícil é a previsão do seu futuro. Isto é que faz com que, nas transformações do mundo real, se passe (quase sempre) de um estado homogéneo para um estado não homogéneo e não estruturado, como quando um ovo cai no chão ou uma bomba explode. É a partir daqui, imagino, que temos a tendência para associar a entropia a um certo tipo de desordem. Daí a tradicional conotação fatalista evocada anteriormente. Mas é necessário saber que a palavra «entropia» não se restringe apenas a essa interpretação. Ela tem que ver com todos os tipos de informação que permitem prever o sentido de uma transformação. O físico italiano Enrico Fermi propôs assim uma regra de uma grande utilidade para um cálculo rápido: a entropia de um sistema é aproximadamente proporcional ao número de partículas que ele contem. Numa transformação real, este número tem tendência para aumentar. Tomemos por exemplo um jogo de bilhar americano. Um video mostra uma bola branca que atinge dez bolas coloridas, colocadas numa configuração triangular, dispersando-as. Em seguida, invertemos o sentido do desenrolar do vídeo. Por outras palavras, invertemos o desenrolar do tempo. Vemos as bolas que se tinham afastado a voltarem a uma configuração triangular. O cálculo da entropia deste segundo caso necessita do conhecimento das posições e das velocidades das dez bolas, enquanto no primeiro caso apenas precisamos da informação de uma bola: a inicial. O sentido da transformação real é aquele que corresponde ao caso em que a quantidade de informações requeridas para calcular a entropia aumenta. Passa-se «naturalmente» de um estado homogéneo estruturado (estado formatado) para um estado não homogéneo sem estrutura (estado disperso).
No início do século XX, a tomada de consciência da importância da força da gravidade iria modificar profundamente a nossa perceção do papel do segundo princípio sobre a cosmologia. Num gás homogéneo, para lá de uma certa massa que depende das condições físicas - a massa de Jeans (a massa crítica a partir da qual uma instabilidade gravitacional se desencadeia, por exemplo, uma nuvem de gás interestelar) -, a matéria evolui de um estado homogéneo para um estado não homogéneo. Através deste afundamento gravitacional, forma-se uma densa região, envolta por um espaço vazio. É o nascimento de uma estrela. Na nossa galáxia, várias estrelas se formam todos os anos. Assim, a gravidade é a responsável pela criação de desvios de temperatura entre a superfície da estrela e os seus planetas. Graças ao Sol quente, a morna Terra deu origem ao aparecimento da vida. Estas formações estelares são fontes de entropia para o Universo. A partir deste importante recurso, a matéria cósmica já contem nela mesma os elementos requeridos para reagir contra a degradação térmica. Com a evolução da física e a descoberta da energia nuclear no século XX, compreendemos que existem novas fontes de entropia: as entropias nucleares, eletromagnéticas e gravitacionais. Elas irão modificar consideravelmente a situação. Quando a temperatura de uma estrela atinge alguns milhões de graus, o seu núcleo torna-se a base das reações nucleares pelas quais uma parte da sua massa se transforma em luz: ela brilha. Em cada segundo, o Sol transforma 4 milhões de toneladas de matéria (o hidrogénio) em luz. Graças ainda à força nuclear, as estrelas criam os átomos pesados (carbono, azoto ou oxigénio) que poderão levar ao nascimento de moléculas e à vida.
Os fotões - os grãos de luz - propagam-se no interior da estrela em todo o seu volume estelar. Emitidos e reabsorvidos durante todo o seu périplo em direção à superfície, vão perdendo a sua energia ao percorrerem as camadas menos quentes da estrutura estelar e - a conservação da energia obriga - os seus números multiplicam-se progressivamente. Chegados à superfície, deixam a estrela e propagam-se no espaço interestelar e depois intergalático. Assim, através desta atividade, uma pequena fração (de 1 para 1000) da massa do Universo primordial pode ser transformada pelas estrelas em fotões. Esta multiplicação aumenta o número de partículas no cosmos. Estes fotões tornam-se a fonte principal de entropia no Universo. Eles contribuem para aumentar essa entropia , tal como manda o segundo princípio. Até aqui tudo vai bem!
As outras forças fundamentais da natureza - a força eletromagnética e a força nuclear fraca - desempenham também o seu papel. De forma análoga, a força eletromagnética, que organiza o mundo vivo, torna-se uma força de entropia pela formação das moléculas, nos fenómenos químicos e bioquímicos. Por outro lado, a força nuclear fraca - a interação fundamental que é responsável pela desintegração radioativa - desempenha um papel importante na longevidade das estrelas. Com efeito, a sua intensidade é muito fraca, de tal forma que a desintegração radioativa dos elementos é lenta e é por essa razão que as estrelas como o Sol podem durar muito tempo.
No fim da sua vida, as estrelas mais maciças tornam-se buracos negros. Depois, ao fim de 1069 anos, todos os buracos negros se evaporam completamente devido ao mecanismo da radiação de Hawking (uma radiação de natureza quântica que se produz na proximidade do horizonte de acontecimentos dos buracos negros. É tanto mais fraca quanto mais maciço for o buraco negro). Assim, estes buracos negros tornam-se a grande força de entropia do Universo que vai envelhecendo. Ignoro aqui voluntariamente a contribuição ainda controversa dos horizontes dos buracos negros e dos efeitos geométricos, como os hologramas que, todavia, não mudariam qualitativamente as conclusões.
Atualmente, a astronomia está ocupada em descrever os fenómenos pelos quais, ao longo dos seus 14 mil milhões de anos, o Universo primordial deixou o seu estado isotérmico inicial e estruturou-se pela ação combinada das forças da natureza. A consequência: a formação das estrelas, das galáxias, dos átomos, das moléculas e das células vivas, até ao aparecimento da inteligência e da consciência e isto sem nunca derrogar as injunções do segundo princípio da termodinâmica. Com estes novos esclarecimentos sobre o conteúdo físico da palavra «entropia» e do seu maior alcance, as diretivas do segundo princípio da termodinâmica perdem a aura de fatalidade que os termodinâmicos lhe tinham atribuído.
Podemos perguntarmo-nos quanto tempo estes admiráveis mecanismos durarão ainda e se nos preservar-nos-ão do sinistro aniquilamento anunciado. Estas forças de entropia serão intermináveis e a morte térmica do Universo será sempre o último passo? Lembremos que o erro de raciocínio dos termodinâmicos do século XX resultava da sua ignorância do papel da gravidade como força de entropia do cosmos. Atualmente, após a descoberta dos buracos negros e da sua gigantesca entropia, este assunto está na ordem do dia. A estimativa do futuro do cosmos depende de numerosos parâmetros ainda largamente desconhecidos (matéria negra, energia negra, campos quânticos, topologia...). Uma estimativa da intensidade das fontes de entropia cósmica potencial arrisca-se de nos escapar ainda durante muito tempo. A mensagem do segundo princípio sobre a duração da vida também ainda nos escapa. Será que tudo isto apenas nos leva para o inevitável ou descobriremos novas fontes de entropia que levarão para ainda mais longe a morte térmica? O futuro do Universo arrisca-se a permanecer, ainda durante muito tempo, aberto e imprevisível.
Esta profecia, é muitas vezes apresentada como a afirmação de uma fatalidade universal, de que todo o movimento, toda a atividade, só pode acelerar. Tal como a evolução multimilenar das estrelas e os trabalhos e dias dos humanos. Uma predição que muito contribuiu para o ambiente de morosidade da filosofia contemporânea. Ao estilo: «Então para quê?». Contudo, as observações astronómicas contemporâneas não se encaixam nessa visão do mundo. Pensemos na descoberta da radiação fóssil, nos movimentos de afastamento das galáxias observadas, por volta de 1925, pelo astrónomo americano Edwin Hubble e na estrutura progressiva do cosmos.
Na realidade, o Universo primordial surge nos nossos radiotelescópios com o aspeto de uma radiação universal - a radiação fóssil - quase isotérmico. Nenhuma das estruturas do cosmos contemporâneo se lhe assemelha. Não há nem galáxias, nem estrelas, nem moléculas, nem átomos. Aparece-nos um mundo inorganizado que se assemelha mais ao da morte térmica prevista para o fim dos tempos! No decurso dos 14 mil milhões de anos que se seguiram, em vez da desordem crescente profetizada, digamos, pelo segundo princípio da termodinâmica, os instrumentos permitiram-nos ver a matéria cósmica estruturar-se progressivamente sob a forma de átomos, moléculas e células vivas. Como explicar estas discordâncias aparentes entre estas observações e a degradação do cosmos inspirada pela termodinâmica do século XIX? Para responder a esta questão temos primeiro de fazer um pouco de física.
Através das reflexões de vários físicos contemporâneos, a noção de entropia enriqueceu-se. Sabemos melhor o que aprendemos com este famoso segundo princípio do Universo. O físico americano Leonard Susskind, um dos melhores cosmólogos do nosso tempo, associa à palavra «entropia» a noção de informações ocultas. Nesse sentido, a entropia pode ser considerada como a medição da quantidade total de informações requeridas para descrever um sistema. Ela está ligada numericamente ao número de questões (do tipo «sim ou não?») que são necessárias responder para saber tudo sobre esse sistema. Assim, ela corresponde de facto ao nosso grau de ignorância sobre esse sistema.
Por outro lado, o matemático britânico Roger Penrose utiliza a palavra randomness (aleatoriedade) na sua perceção da entropia. Podemos traduzi-la por «imprevisibilidade». A ideia é que, quanto mais um sistema contem diferentes informações, mais difícil é a previsão do seu futuro. Isto é que faz com que, nas transformações do mundo real, se passe (quase sempre) de um estado homogéneo para um estado não homogéneo e não estruturado, como quando um ovo cai no chão ou uma bomba explode. É a partir daqui, imagino, que temos a tendência para associar a entropia a um certo tipo de desordem. Daí a tradicional conotação fatalista evocada anteriormente. Mas é necessário saber que a palavra «entropia» não se restringe apenas a essa interpretação. Ela tem que ver com todos os tipos de informação que permitem prever o sentido de uma transformação. O físico italiano Enrico Fermi propôs assim uma regra de uma grande utilidade para um cálculo rápido: a entropia de um sistema é aproximadamente proporcional ao número de partículas que ele contem. Numa transformação real, este número tem tendência para aumentar. Tomemos por exemplo um jogo de bilhar americano. Um video mostra uma bola branca que atinge dez bolas coloridas, colocadas numa configuração triangular, dispersando-as. Em seguida, invertemos o sentido do desenrolar do vídeo. Por outras palavras, invertemos o desenrolar do tempo. Vemos as bolas que se tinham afastado a voltarem a uma configuração triangular. O cálculo da entropia deste segundo caso necessita do conhecimento das posições e das velocidades das dez bolas, enquanto no primeiro caso apenas precisamos da informação de uma bola: a inicial. O sentido da transformação real é aquele que corresponde ao caso em que a quantidade de informações requeridas para calcular a entropia aumenta. Passa-se «naturalmente» de um estado homogéneo estruturado (estado formatado) para um estado não homogéneo sem estrutura (estado disperso).
No início do século XX, a tomada de consciência da importância da força da gravidade iria modificar profundamente a nossa perceção do papel do segundo princípio sobre a cosmologia. Num gás homogéneo, para lá de uma certa massa que depende das condições físicas - a massa de Jeans (a massa crítica a partir da qual uma instabilidade gravitacional se desencadeia, por exemplo, uma nuvem de gás interestelar) -, a matéria evolui de um estado homogéneo para um estado não homogéneo. Através deste afundamento gravitacional, forma-se uma densa região, envolta por um espaço vazio. É o nascimento de uma estrela. Na nossa galáxia, várias estrelas se formam todos os anos. Assim, a gravidade é a responsável pela criação de desvios de temperatura entre a superfície da estrela e os seus planetas. Graças ao Sol quente, a morna Terra deu origem ao aparecimento da vida. Estas formações estelares são fontes de entropia para o Universo. A partir deste importante recurso, a matéria cósmica já contem nela mesma os elementos requeridos para reagir contra a degradação térmica. Com a evolução da física e a descoberta da energia nuclear no século XX, compreendemos que existem novas fontes de entropia: as entropias nucleares, eletromagnéticas e gravitacionais. Elas irão modificar consideravelmente a situação. Quando a temperatura de uma estrela atinge alguns milhões de graus, o seu núcleo torna-se a base das reações nucleares pelas quais uma parte da sua massa se transforma em luz: ela brilha. Em cada segundo, o Sol transforma 4 milhões de toneladas de matéria (o hidrogénio) em luz. Graças ainda à força nuclear, as estrelas criam os átomos pesados (carbono, azoto ou oxigénio) que poderão levar ao nascimento de moléculas e à vida.
Os fotões - os grãos de luz - propagam-se no interior da estrela em todo o seu volume estelar. Emitidos e reabsorvidos durante todo o seu périplo em direção à superfície, vão perdendo a sua energia ao percorrerem as camadas menos quentes da estrutura estelar e - a conservação da energia obriga - os seus números multiplicam-se progressivamente. Chegados à superfície, deixam a estrela e propagam-se no espaço interestelar e depois intergalático. Assim, através desta atividade, uma pequena fração (de 1 para 1000) da massa do Universo primordial pode ser transformada pelas estrelas em fotões. Esta multiplicação aumenta o número de partículas no cosmos. Estes fotões tornam-se a fonte principal de entropia no Universo. Eles contribuem para aumentar essa entropia , tal como manda o segundo princípio. Até aqui tudo vai bem!
As outras forças fundamentais da natureza - a força eletromagnética e a força nuclear fraca - desempenham também o seu papel. De forma análoga, a força eletromagnética, que organiza o mundo vivo, torna-se uma força de entropia pela formação das moléculas, nos fenómenos químicos e bioquímicos. Por outro lado, a força nuclear fraca - a interação fundamental que é responsável pela desintegração radioativa - desempenha um papel importante na longevidade das estrelas. Com efeito, a sua intensidade é muito fraca, de tal forma que a desintegração radioativa dos elementos é lenta e é por essa razão que as estrelas como o Sol podem durar muito tempo.
No fim da sua vida, as estrelas mais maciças tornam-se buracos negros. Depois, ao fim de 1069 anos, todos os buracos negros se evaporam completamente devido ao mecanismo da radiação de Hawking (uma radiação de natureza quântica que se produz na proximidade do horizonte de acontecimentos dos buracos negros. É tanto mais fraca quanto mais maciço for o buraco negro). Assim, estes buracos negros tornam-se a grande força de entropia do Universo que vai envelhecendo. Ignoro aqui voluntariamente a contribuição ainda controversa dos horizontes dos buracos negros e dos efeitos geométricos, como os hologramas que, todavia, não mudariam qualitativamente as conclusões.
Atualmente, a astronomia está ocupada em descrever os fenómenos pelos quais, ao longo dos seus 14 mil milhões de anos, o Universo primordial deixou o seu estado isotérmico inicial e estruturou-se pela ação combinada das forças da natureza. A consequência: a formação das estrelas, das galáxias, dos átomos, das moléculas e das células vivas, até ao aparecimento da inteligência e da consciência e isto sem nunca derrogar as injunções do segundo princípio da termodinâmica. Com estes novos esclarecimentos sobre o conteúdo físico da palavra «entropia» e do seu maior alcance, as diretivas do segundo princípio da termodinâmica perdem a aura de fatalidade que os termodinâmicos lhe tinham atribuído.
Podemos perguntarmo-nos quanto tempo estes admiráveis mecanismos durarão ainda e se nos preservar-nos-ão do sinistro aniquilamento anunciado. Estas forças de entropia serão intermináveis e a morte térmica do Universo será sempre o último passo? Lembremos que o erro de raciocínio dos termodinâmicos do século XX resultava da sua ignorância do papel da gravidade como força de entropia do cosmos. Atualmente, após a descoberta dos buracos negros e da sua gigantesca entropia, este assunto está na ordem do dia. A estimativa do futuro do cosmos depende de numerosos parâmetros ainda largamente desconhecidos (matéria negra, energia negra, campos quânticos, topologia...). Uma estimativa da intensidade das fontes de entropia cósmica potencial arrisca-se de nos escapar ainda durante muito tempo. A mensagem do segundo princípio sobre a duração da vida também ainda nos escapa. Será que tudo isto apenas nos leva para o inevitável ou descobriremos novas fontes de entropia que levarão para ainda mais longe a morte térmica? O futuro do Universo arrisca-se a permanecer, ainda durante muito tempo, aberto e imprevisível.
Fonte: La Recherche - fevereiro 2019, n.º 544, pp. 34-37
Hubert Reeves (adaptado)
Astrofísico que se dedica à comunicação científica e à escrita.
As suas trinta obras publicadas desde 1977,
tratam de temas científicos, mas também de ecologia e poesia.
Astrofísico que se dedica à comunicação científica e à escrita.
As suas trinta obras publicadas desde 1977,
tratam de temas científicos, mas também de ecologia e poesia.
O que posso observar no céu de março?
2 - Lua a 1,2ºS de Vénus - 21:00
4 - Lua no apogeu a 406 390 Km da Terra - 11:26
19 - Lua no perigeu a 359 378 Km da Terra - 20:48
20 - Equinócio - início da primavera - 22:58
27 - Lua a 1,9ºN de Júpiter - 03:00
29 - A Lua encontra-se a poucos graus para baixo e para a esquerda de Saturno antes do amanhecer
Fases da Lua em março
06 - às 16h 04min - nova
14 - às 10h 27min - crescente
21 - 01h 43min - cheia
14 - às 10h 27min - crescente
21 - 01h 43min - cheia
28 - às 04h 10min - minguante
Planetas visíveis a olho nu em março
MERCÚRIO - Poderá ser visto somente próximo do horizonte, a leste, antes do nascimento do Sol ou a oeste, depois do ocaso do Sol. Será visível, de tarde, por volta do instante do começo do crepúsculo civil entre 11 de fevereiro e 8 de março. Será visível de manhã, por volta do instante do começo do crepúsculo civil, a partir de 22 de março.
VÉNUS - Pode ser visto como estrela da manhã.
MARTE - Pode ser visto ao anoitecer na constelação de Carneiro. A partir do final de março será visto na constelação de Touro.
JÚPITER - Pode ser visto de manhã, no céu matutino, na constelação de Ofiúco. A partir de meados de março, estará visível durante toda a noite.
SATURNO - Pode ser visto na constelação de Sagitário antes do nascimento do Sol.
VÉNUS - Pode ser visto como estrela da manhã.
MARTE - Pode ser visto ao anoitecer na constelação de Carneiro. A partir do final de março será visto na constelação de Touro.
JÚPITER - Pode ser visto de manhã, no céu matutino, na constelação de Ofiúco. A partir de meados de março, estará visível durante toda a noite.
SATURNO - Pode ser visto na constelação de Sagitário antes do nascimento do Sol.
Fonte: Observatório Astronómico de Lisboa
(para localizações aproximadas de 41.1756ºN, 8.5493ºW)
| Data | Magnitude | Início | Ponto mais alto | Fim | Tipo da passagem | ||||||
| (mag) | Hora | Alt. | Az. | Hora | Alt. | Az. | Hora | Alt. | Az. | ||
| 3-3 | -1,8 | 05:10:29 | 21° | N | 05:10:29 | 21° | N | 05:12:15 | 10° | NE | visível |
| 4-3 | -1,5 | 05:54:15 | 12° | NO | 05:55:35 | 15° | N | 05:57:33 | 10° | NNE | visível |
| 5-3 | -1,4 | 05:05:14 | 16° | N | 05:05:14 | 16° | N | 05:06:40 | 10° | NNE | visível |
| 6-3 | -1,3 | 05:48:56 | 10° | NNO | 05:50:39 | 13° | N | 05:52:21 | 10° | NNE | visível |
| 7-3 | -1,1 | 04:59:51 | 14° | N | 04:59:51 | 14° | N | 05:01:12 | 10° | NNE | visível |
| 8-3 | -1,2 | 05:43:43 | 10° | NNO | 05:45:40 | 15° | N | 05:47:37 | 10° | NE | visível |
| 9-3 | -1,1 | 04:54:26 | 13° | N | 04:54:26 | 13° | N | 04:56:06 | 10° | NE | visível |
| 10-3 | -1,5 | 05:38:07 | 10° | NNO | 05:40:34 | 19° | NNE | 05:43:02 | 10° | ENE | visível |
| 11-3 | -1,3 | 04:49:06 | 16° | N | 04:49:17 | 16° | NNE | 04:51:23 | 10° | NE | visível |
| 11-3 | -2,9 | 06:23:15 | 10° | NO | 06:26:28 | 47° | NNE | 06:29:39 | 10° | ESE | visível |
| 12-3 | -2,1 | 05:32:52 | 13° | NNO | 05:35:18 | 30° | NNE | 05:38:16 | 10° | E | visível |
Como usar esta grelha:
Coluna Data - data da passagem da Estação;
Coluna Brilho/Luminosidade (magnitude) - Luminosidade da Estação (quanto mais negativo for o número maior é o brilho);
Coluna Hora - hora de início, do ponto mais alto e do fim da passagem;
Coluna Altitude - altitude medida em graus tendo o horizonte como ponto de partida 0º;
Coluna Azimute - a direção da Estação tendo o Norte geográfico como ponto de partida.
Coluna Azimute - a direção da Estação tendo o Norte geográfico como ponto de partida.
Fonte: http://www.heavens-above.com/
Vídeo do Mês
Como será o fim do Universo?
(Quando necessário, para ativar as legendas automáticas proceder do seguinte modo: no canto inferior direito clicar no símbolo "roda dentada"; abrem-se as Definições; clicar aí e escolher Legendas; depois clicar em Traduzir Automaticamente; finalmente escolher Português na lista.)
(Quando necessário, para ativar as legendas automáticas proceder do seguinte modo: no canto inferior direito clicar no símbolo "roda dentada"; abrem-se as Definições; clicar aí e escolher Legendas; depois clicar em Traduzir Automaticamente; finalmente escolher Português na lista.)
Imagem do Mês
As balas de Orion
Porque é que balas de gás estão a sair da nebulosa de Orion? Ainda ninguém sabe muito bem. Descobertas pela primeira vez em 1983, cada uma destas balas tem atualmente o tamanho do nosso Sistema Solar e move-se a cerca de 400 Km/s a partir de uma fonte central apelidada IRc2. A idade destas balas, que pode ser determinada a partir da velocidade e da distância da IRc2, é muito jovem - normalmente menos de 1000 anos. À medida que as balas se expandem do cimo da secção Kleinmann-Low, da nebulosa de Orion, uma pequena percentagem de gás de ferro faz com que a ponta de cada bala brilhe com uma cor azul, enquanto cada bala deixa um pilar tubular que brilha com a luz do gás de hidrogénio aquecido. Esta detalhada imagem foi criada com a ajuda do telescópio Gemini Sul, de 8.1 metros, no Chile, com um sistema de óticas adaptativas (GeMS). O GeMS usa cinco estrelas criadas por laser como guias para compensar os efeitos de distorção provocados pela atmosfera da Terra.
Fonte: www.nasa.gov
Fonte: www.nasa.gov
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