Fica-se à espera...

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Fonte: Público

Uma fotografia da Viking 1

Esta é uma imagem obtida pela sonda Viking 1, na «Chryse Planitia» em Marte, há 28 anos atrás! Foi a primeira imagem a cores envida para a Terra pela Viking 1. A sonda Viking 1 foi a primeira nave americana a "aterrar" em Marte e a primeira nave da Terra a "aterrar" num outro planeta, tendo sido acompanhada, semanas mais tarde, pela sua companheira Viking 2. As Viking tiraram milhares de imagens do planeta vermelho, conduziram inúmeros testes de pesquisa de vida em Marte, tendo igualmente estudado o clima e a geologia do planeta. Após a sua chegada em 1976, as sondas Viking prolongaram as suas missões até ao início da década de 80. Ainda hoje os seus resultados são discutidos, nomeadamente ao nível de se saber se foram, ou não, encontrados vestígios de vida no planeta vermelho.

Manchas Solares

A imagem mostra com um detalhe nunca antes alcançado a região central escura de uma mancha solar do tamanho da Terra.
Estruturas designadas por cabelos e canais são núcleos escuros visíveis por entre os filamentos brilhantes que se estendem até à mancha solar. Estas eram, até agora, desconhecidas. A resolução espacial de 100 km conseguida pelo telescópio solar sueco de 1 metro já ficou na história.
Espera-se com esta resolução poder estudar processos que ocorrem em escalas menores do que 100 km, e talvez se descubram as respostas a muitas das perguntas que ainda subsistem hoje sobre as manchas solares.
Sabe-se que as manchas solares são concentrações de campos magnéticos fortes e que são regiões mais frias que o resto da superfície solar, aparecendo, por isso, escuras no disco solar. Mas, por exemplo, não se sabe como se formam, o que as faz estáveis para durarem semanas, ou o que provoca o ciclo solar de 11 anos.
Esta mancha solar é a maior de um grupo catalogado como a região solar activa AR 1003.
(fonte: Portal do Astrónomo)

Há registos chineses de observações solares que remontam desde a antiguidade. Estas observações provavelmente, eram efectuadas a olho nu (sem instrumentos), em épocas de máxima actividade solar, quando o Sol se encontrava próximo ao horizonte ou mesmo em ocasiões com névoa.
Só a partir do século XVII que com o surgimento da luneta, Galileu observou o Sol, assim pôde registrar as manchas periodicamente e, com isso, a rotação solar.


O Sol não tem uma temperatura homogénea; nas camadas externas, a temperatura oscila em média entre 4.300 K nas manchas e 1.000.000 K na coroa. Isto faz com que o Sol seja constituído de plasma, que nada mais é que um gás muito aquecido e altamente ionizado. No núcleo ocorre a fusão nuclear de quatro átomos de hidrogénio para formarem um átomo de hélio, o que liberta energia em forma de radiação.
A camada imediatamente acima do núcleo é denominada zona de irradiação e a sua temperatura é homogénea. Em seguida, na zona de convecção, a energia propaga-se com o deslocamento de massas gasosas. Cobrindo o núcleo, a zona de irradiação e a zona de convecção, temos a fotosfera, que é uma camada que emite luz, impossibilitando assim a visualização das camadas superiores.
A fotosfera é fina, com uma espessura de 700 km, se a compararmos as demais. A coroa e cromosfera (camadas acima da fotosfera), só são visíveis sem instrumentos num eclipse solar total (onde a Lua impede a passagem da luz da fotosfera). A coroa é mais quente que a cromosfera e a fotosfera, apesar de ser a camada mais externa do Sol.

Um dos mais interessantes fenómenos vistos da Terra é o eclipse total do Sol: Este é um indicativo da actividade solar, pois durante a totalidade, vemos a coroa assumindo formas circulares quando há actividade solar intensa. No último eclipse total de 3 de Novembro de 2005, a coroa apresentava três regiões mais extensas próximas ao equador, devido ao período de baixa atividade em que o Sol se encontrava. As interferências nas comunicações ocorrem quando há máxima actividade solar, uma vez que o Sol emite radiações que provocam uma mudança da densidade das camadas superiores da atmosfera, em particular da ionosfera. Com isto, objectos próximos das camadas externas de nossa atmosfera, como os satélites podem perder altura e desintegrarem-se.
O Sol, ao contrário de outros corpos celestes, está visível no céu todo dia em que há condições atmosféricas favoráveis. Ao observá-lo obtemos uma correlação entre a actividade solar e certos fenómenos naturais na Terra. Dentre os fenómenos naturais estão as auroras boreais e austrais, visíveis próximas dos pólos magnéticos terrestres. A aurora é produzida quando o vento solar, que consiste na descarga de partículas (em sua maioria protões e electrões), colide com a atmosfera da Terra.
Embora a formação das manchas solares não seja totalmente conhecido, hoje sabe-se que ela está intimamente relacionada com o campo magnético do Sol, cuja intensidade média é de 1 Gauss (unidade de medida do campo magnético), mas chega a ter milhares de Gauss nas regiões das manchas.
A teoria mais aceite actualmente considera a rotação diferencial do Sol (25 dias no equador e 30 dias nos pólos) como factor principal para a formação das manchas solares. A rotação do Sol, no equador, arrasta lateralmente as linhas de campo magnético. A cada rotação, as linhas magnéticas aproximam-se mais uma das outras culminando numa repulsão de partículas e no aumento do fluxo magnético. Isso acarreta na expulsão de gases da fotosfera (camada visível do Sol) na direcção das linhas de campo magnético que dela emergem devido à "onda magnética" formada. As regiões de saída e reentrada destas"ondas" possuem polaridades opostas e nelas aparecem as manchas solares. A baixas temperaturas nestas zonas devem-se ao desvio das correntes de convecção devidas ao campo magnético.
As manchas formadas na fotosfera estão sob o topo das correntes de convecção solar e possuem uma temperatura média de 4300K, com uma coloração avermelhada (embora, por contraste com a fotosfera, na observação elas pareçam negras). Essa temperatura é bem menor que os usuais 6000K da fotosfera nas regiões ausentes das manchas. O campo magnético intenso formado provoca o desvio das correntes de convecção para regiões circunvizinhas que se tornam mais quentes e brilhantes, são as fáculas que são zonas brilhantes normalmente mais visíveis junto da periferia do disco solar. Enquanto as manchas tendem a escurecer o Sol, as fáculas fazem-no parecer mais brilhante. Durante um ciclo de manchas solares, as fáculas acabam por se sobrepor às manchas solares e fazer o Sol parecer ligeiramente mais brilhante (cerca de 0,1%) no máximo de actividade das manchas do que no respectivo mínimo.

As linhas de campo magnético tendem a torcerem-se primeiro no equador solar, o que explica porque as manchas não são usualmente encontradas em latitudes superiores a 40°. O seu tamanho varia de 1500 a 100.000Km, segundo o estágio de sua evolução. A sua estrutura pode comportar uma região central (escura) denominada umbra e um contorno acinzentado denominado penumbra.
Henrich Schabe em 1843 constatou que o número de manchas na fotosfera sofre variações periódicas. Num período de 4.6 anos observou o máximo de manchas e em outro período de 6.4 anos observou-se o mínimo de manchas. Analisando estes dados ele chegou a conclusão que o Sol tem um ciclo de 11 anos. A partir de 1755 as observações de outros astrónomos confirmaram a hipótese de Schwabe.
O ciclo completo de actividade solar dura o dobro desse intervalo. Num processo que regenera continuamente os campos magnéticos. Ao repetir-se o mecanismo, retornamos aos campos originais de polaridade, assim completando um ciclo magnético solar de 22 anos.
Convencionou-se chamar de primeiro ciclo o período compreendido entre Março de 1755 e Maio de 1766. Nós estamos hoje no 22° ciclo que teve início em Setembro de 1986.

Ciclo Lunar - Lunação

As fases lunares resultam de nós vermos a metade iluminada da Lua em ângulos diferentes. A Lua exibe as suas diferentes fases com as alterações das posições relativas do Sol, da Terra e da Lua, aparecendo como a Lua cheia quando o Sol e a Lua estão em lados opostos da Terra, tornando-se invisível como na Lua nova quando estão no mesmo lado.

Lunação é um ciclo lunar completo e corresponde ao espaço de tempo entre duas luas novas consecutivas de 29 dias, 12 horas, 44 minutos e 2,9 segundos. Durante seu acontecimento, ocorrem as quatro fases da lua.
As fases da lua são como são denominados os quatro aspectos básicos que a Lua apresenta conforme o ângulo pelo qual é vista a face iluminada pelo Sol:

• Lua nova - quando o Sol se encontra do lado oposto e consequentemente a face iluminada da Lua está do lado oposto ao do observador na Terra

• Lua crescente - Quarto crescente: quando se vê apenas metade da face iluminada.

• Lua cheia - Quando o sol ilumina completamente a face voltada para o observador na Terra.

• Lua minguante - Quarto minguante: quando se vê apenas metade da face iluminada

Conseguimos ver um pouco mais do que metade da Lua por duas razões:

1. A órbita da Lua em torno da Terra não está no plano do equador da Terra, havendo um ângulo de 5,1 graus entre os dois - isso explica que consigamos “espreitar” um pouco mais, em cima e em baixo.

2. Há uma variação da velocidade do movimento de translação da Lua em torno da Terra, fruto da primeira e da segunda Leis de Kepler (órbitas elípticas e áreas iguais em tempos iguais, respectivamente), o que nos “atrasa” ou “adianta”, relativamente ao nosso satélite - e isto explica que consigamos “espreitar” um pouco mais à direita e à esquerda.

Choque de galáxias

Uma galáxia é um aglomerado de gás, poeira e centenas de mil milhões de estrelas que se mantêm unidas através da força gravitacional. No entanto as estrelas não se amontoam; pelo contrário, ficam afastadas entre si, em média 3 ou 4 anos-luz, ocupando toda a galáxia num espaço de centenas de milhares de anos-luz.
Um dos fenómenos mais interessante que se pode observar no universo é o da colisão entre galáxias. Estas colisões envolvem uma quantidade extraordinária de matéria e, numa escala "temporal humana", uma "eternidade" para que se concluam.
Existem muitas colisões de galáxias observáveis actualmente e observamos ao telescópio inúmeras delas em andamento. Devido ao tempo que demoram a ocorrer não podemos assistir a toda uma colisão, mas o mecanismo que leva a estas colisões é bem conhecido, a gravidade.
Colisões de galáxias são comuns, e ajudam a entender a estrutura em larga escala do Universo. As galáxias colidem e interagem ocasionalmente e há diversos exemplos bem conhecidos na vizinhança da Via Láctea. As interacções da galáxia não são, actualmente, um evento comum na nossa vizinhança (talvez uma em cada cem galáxias) mas este número de colisões era muito elevado nos estados iniciais da formação do Universo. As galáxias quando colidem tendem também a fundir-se uma com a outra e o resultado final, depois que alguns choques violentos que duram alguns cem milhão anos, é um outro tipo da galáxia chamada de elíptica.
Durante este período, o gás destas galáxias, devido às altas temperaturas e pressões pode originar o nascimento de novas estrelas a uma taxa superior à normal. A “fusão” de galáxias é uma peça fundamental na construção da estrutura do universo e explica muitas das características peculiares das galáxias novas vistas pelo telescópio do espaço de Hubble. Um exemplo é o choque entre duas galáxias vistas pelo Hubble; a colisão entre a NGC 2207 e a IC 2163.

A observação de diferentes colisões em diferentes estágios, permite a simulação das mesmas usando computadores, que calculam com rapidez e elevada precisão as interacções gravitacionais entre as estrelas. É como ver um "filme" inteiro rodar, comprimindo milhões de anos em segundos. É como capturar um instante da eternidade.

Uma dessas simulações foi a da colisão da Via Láctea com a galáxia de Andrómeda, prevista para acontecer dentro de 3 mil milhões de anos. Esta simulação foi realizada por cientistas da Universidade de Toronto no Canadá que utilizaram um supercomputador para produzir o modelo, 50 vezes mais preciso que as animações feitas anteriormente, Os cálculos para a simulação foram feitos com um computador chamado Blue Horizon, com 256 processadores simultâneos, e levaram oitenta horas. "Se usássemos uma workstation simples, demoraríamos cerca de três anos para chegar ao mesmo resultado", explicou o astrofísico John Dubinski, que coordenou o projecto. Dubinski pretende agora estudar com novas simulações a dinâmica de interacções de grandes grupos de galáxias.
As duas galáxias, separadas por uma distância de 2.2 milhões de anos-luz, estão a aproximar-se uma da outra a uma velocidade aproximada de 500.000 km/h (número que deve aumentar à medida que elas estiverem mais próximas). Sabe-se desde 1959 que as duas galáxias estão em órbita uma da outra, o que permitiu prever que elas colidiriam.
Para simular a colisão da Via Láctea com Andrómeda, os cientistas representaram cada galáxia com quarenta milhões de estrelas e um halo de dez milhões de partículas de matéria escura para cada uma. A Via Láctea tem aproximadamente 400 mil milhões de estrelas. Uma simulação como essa envolve inúmeras variáveis, e pequenos erros de cálculo podem levar a um resultado impreciso.

Na altura em que está previsto ocorrer a colisão das duas galáxias, o Sol ainda estará a brilhar - a expectativa de vida do Sol é de mais cinco mil milhões de anos. A paisagem do céu visto da Terra deve ser tomada progressivamente pelo arco de estrelas de Andrómeda. Quando ela se juntar de facto com a Via Láctea, Dubinski prevê duas possibilidades para o Sistema solar: pode ser ejectado para o espaço intergaláctico, ou arremessado para o centro do par de galáxias.

A colaboração entre John Dubinski e o compositor John Kameel Farah deu origem ao GRAVITAS, que é um projecto de síntese entre a ciência e a arte na representação da dinâmica das galáxias. É um site a ver e ouvir...

Na imagem vemos o choque de duas galáxias; um túnel de matéria estende-se desde a galáxia NGC 1410 (à esquerda na imagem) até à galáxia NGC 1409 (à direita), atravessando mais de 20000 anos-luz de espaço intergaláctico.
Este é um exemplo sobre a forma como a colisão de galáxias propícia a troca de matéria entre elas. Os centros destas duas galáxias estão a apenas 23000 anos-luz de distância um do outro, pouco menos do que a distância do Sol ao centro da Via Láctea.
As duas galáxias estão ligadas uma à outra pela força da gravidade, orbitando em torno de um centro comum a mais de 1 milhão de km por hora.
Estas galáxias encontram-se a cerca de 300 milhões de anos-luz da Terra na constelação do Touro.

Nebulosas

As nebulosas são nuvens de poeira ou gás e representam a maior parte da massa do universo. As nuvens escuras são de difícil visualização, já que dependem de uma fonte de luz, contra a qual elas podem se destacar. O centro da Via Láctea, a região mais brilhante da Galáxia, não pode ser visto por nós devido à grande quantidade de matéria escura existente nos braços espirais que se interpõem entre nós e este centro. As nebulosas podem ser classificadas da seguinte forma:

Nebulosas brilhantes por emissão - São nuvens de gás que brilham pela reemissão da energia absorvida de estrelas quentes existentes no meio da nuvem, após alterações no nível de energia interno de seus átomos, tendo assim, um espectro brilhante, diferente do espectro das estrelas que as excita. O brilho avermelhado indica a presença de hidrogénio, enquanto o oxigénio emite radiação esverdeada. Um exemplo típico é a Grande Nebulosa de Orion, M 42, onde as mais jovens estrelas conhecidas estão sendo formadas.

Nebulosas brilhantes por reflexão - São nuvens de gás e poeira, apenas iluminadas pela luz de estrelas vizinhas. São muito menos brilhantes e têm o mesmo espectro da estrela que gera a luz. Um exemplo é a nebulosidade que envolve as Plêiades, M 45, na constelação de Taurus. Esta nebulosidade só aparece em fotografias de longa exposição.

Nebulosas planetárias - São constituídas por um invólucro brilhante de gases e plasma, formado por certos tipos de estrelas no período final do seu ciclo de vida. Não estão de todo relacionadas com planetas; o seu nome é originário de uma suposta similitude de aparência com planetas gigantes gasosos.
Tem um período de existência pequeno (dezenas de milhar de anos) quando comparado com o tempo de vida típico das estrelas (vários mil milhões de anos). Existem cerca de 1500 destes objectos na nossa galáxia.
As nebulosas planetárias são objectos importantes em astronomia por desempenharem um papel na evolução química das galáxias, libertando material para o meio interestelar, enriquecendo-o com elementos pesados e outros elementos (carbono, azoto, oxigénio e cálcio). Noutras galáxias, as nebulosas planetárias poderão ser os únicos objectos observáveis de maneira a poderem ser retiradas informações acerca da abundância de elementos químicos.
Nos anos mais recentes, as imagens fornecidas pelo telescópio espacial Hubble revelaram que as nebulosas planetárias poderão adquirir morfologias extremamente complexas e variadas. Cerca de um quinto são esféricas, mas a maioria não adopta esta morfologia. Os mecanismos que dão origem a esta grande variedade de formas não são totalmente conhecidos mas as estrelas binárias, o vento estelar e os campos magnéticos poderão desempenhar um papel importante.

São assim chamadas por serem geralmente arredondadas e de pequena luminosidade, como um planeta visto pelo telescópio. Normalmente têm em seu centro uma pequena anã branca que lhe deu origem, ejectando a nuvem de gás numa explosão que marca o fim da vida da estrela. Um bom exemplo deste tipo é a Nebulosa do Olho de Gato, NGCM 6543, na constelação do Dragão, descoberta por William Herschel em 15 de Fevereiro, de 1786.

Nebulosas escuras - São concentrações de matéria interestelar que obscurecem as estrelas ao fundo. Acredita-se que a maior parte da massa de todo o universo esteja concentrada nestas nuvens escuras de poeira. O Saco de Carvão a sudeste do Cruzeiro do Sul é típico desta classe. As poucas estrelas que são vistas nesta região estão mais próximas de nós que a nuvem escura. Outro exemplo interessante é a Cabeça de Cavalo, ao sul de zeta Orionis, destacada contra uma nebulosa brilhante, mas de difícil visualização, já que exige um telescópio de grande abertura.

Algumas nebulosas de diferentes tipos estão descritas a seguir:

Nebulosa do Caranguejo (M1) vista pelo Hubble

Esta é a imagem foi obtida recentemente pelo Telescópio Espacial Hubble e é o resultado da composição de 24 exposições individuais tiradas com o telescópio espacial. É a imagem mais detalhada e de maior resolução alguma vez conseguida da nebulosa do Caranguejo. Tem cerca de 6 anos-luz de extensão, encontra-se a 6500 anos-luz de distância, é um dos objectos astronómicos mais conhecidos e estudados. É um remanescente de supernova que se encontra ainda em expansão. No seu centro reside uma estrela de neutrões, um objecto extremamente denso, o resto mortal deixado pela estrela moribunda.
A explosão estelar que lhe deu origem foi observada por astrónomos chineses no ano de 1054.

Nebulosa Cabeça de Cavalo (B 33)

A nebulosa Cabeça do Cavalo (B 33) é um dos objectos celestes mais conhecidos. Localizada na mesma região que a famosa nebulosa de Orionte, esta nebulosa deve a sua notoriedade à sua forma peculiar. Trata-se de uma nuvem de gás e poeira vista em constraste contra o fundo brilhante de uma nebulosa de emissão que se encontra por detrás dela. A estrela brilhante visível no canto inferior esquerdo faz parte da conhecida Cintura de Orionte. Esta estrela ilumina e excita o gás da nebulosa de reflexão azulada (NGC 2023) que a envolve. Esta imagem foi obtida pelo astro-fotógrafo Russell Croman.

NGC3372 - Nebulosa da Carina

Esta imagem mostra uma enorme região de formação de estrelas do céu do hemisfério Sul conhecida por nebulosa da Carina. A imagem foi obtida combinando luz proveniente de emissão de oxigénio (azul), hidrogénio (verde) e enxofre (vermelho). Esta nebulosa é um bom exemplo da forma como estrelas maciças destroem as nuvens moleculares das quais elas nascem. A estrela no centro da imagem é Eta Carina, uma das estrelas mais maciças e luminosas que se conhecem. Esta estrela, tendo atingido o fim da sua vida, tendo vindo a ejectar para o espaço quantidades enormes de gás e poeira, criando grande instabilidade no meio envolvente.

IC 5146 - Nebulosa do Casulo

A Nebulosa do Casulo, catalogada como IC 5146 é uma bela nebulosa localizada na constelação de Cisne. Esta nebulosa encontra-se a 4000 anos-luz de distância de nós, e está associada a um jovem enxame aberto. Como outras zonas de formação de estrelas, esta nebulosa é composta por zonas de emissão, de reflexão e de absorção. Esta imagem do astrónomo amador José Ribeiro é o resultado do processamento digital de 5 exposições individuais de 10 minutos cada, obtidas através de um filtro passa-banda de H-alfa.

M17 - Nebulosa Omega

Esta imagem dá-nos uma perspectiva geral da região gigante de formaçao de estrelas conhecida por M17 ou nebulosa Omega. Esta região fica na constelação do Sagitário, perto do plano da Via Láctea, a cerca de 5000 anos-luz de distância. A imagem foi obtida com o instrumento SOFI do telescópio NTT de 3.6m do ESO instalado no observatório de La Silla, no Chile. Estas observações, caracterizadas pelo seu grande campo de visão, elevada sensibilidade e elevada qualidade de imagem, têm como objectivo identificar estrelas de elevada massa em fase de formação e registar o seu espectro de infravermelho para um estudo físico detalhado destes objectos raros. Estrelas maciças em formação são muito mais difícieis de encontrar do que as de pequena massa como o Sol, isto porque elas vivem muito menos tempo e passam pelas diferentes fases de evolução muito mais rapidamente. A formação de estrelas, tanto de pequena como de elevada massa, não pode ser observada na região do óptico, devido ao elevado obscurecimento provocado pela poeira existente nas nuvens onde as estrelas se formam. Daí o recurso a instrumentos sensíveis à radiação infravermelha como o SOFI.

Nebulosa Boomerang

A nebulosa Boomerang parece ter sido formada a partir de um vento de alta velocidade de gás e poeira que emana de uma estrela central velha. O que confina este vento, que parece atingir velocidades da ordem de 600000 km/h, é ainda um mistério. Poderá ser a existência de um disco central denso ou a existência de fortes campos magnéticos. Pensa-se que esta nebulosa está a evoluir para a fase de nebulosa planetária, estágio final de evolução de determinadas estrelas quando esgotam o "combustível" que lhes permite brilhar. A nebulosa Boomerang estende-se por mais de 1 ano-luz e situa-se a cerca de 5000 anos-luz de distância.

IC 4406 - Nebulosa da Retina

Tal como outras nebulosas planetárias, exibe um elevado grau de simetria, como se a sua metade esquerda fosse a imagem ao espelho da metade direita. O seu todo toma um aspecto que lembra o olho humano, daí o nome Nebulosa da Retina. Gás e poeira estão a afastar-se da estrela moribunda central formando um toro gigante, que nós só observamos de lado. O gás dentro do toro é ionizado pela luz da estrela e, por isso, brilha. Nesta imagem, o oxigénio aparece a azul, o hidrogénio a verde, e o azoto a vermelho. As cores finais resultam das diferentes concentrações destes gases na nebulosa. No centro, encontra-se gás neutro que só pode ser detectado por radiotelescópios. Destacam-se os filamentos escuros de poeira, com dimensões que chegam a atingir 160 vezes a distância da Terra ao Sol. Estes filamentos de poeira são criados por instabilidades semelhantes aos mecanismos que provocam o aparecimento de nuvens no verão. A Nebulosa da Retina encontra-se a 1900 anos-luz, na constelação do Lobo.
O primeiro registo que se lhe conhece data do séc. XIX.

Um prémio Nobel para a Cosmologia

Os responsáveis pelo programa do satélite COBE, uma missão espacial da NASA que procura comprovar a teoria do Big Bang foram galardoados pelo Academia Sueca com o prémio Nobel da Física este ano. Os norte-americanos John Mather de 60 anos, astrofísico da NASA, a trabalhar no Centro de Goddard Space Flight e George Smoot de 61 anos, professor na Universidade da Califórnia, vão assim partilhar o prémio Nobel da Física.
O COBE (Cosmic Background Explorer), também conhecido por Explorer 66, foi o primeiro satélite construído especialmente para estudos de Cosmologia. O seu objectivo principal era o de investigar a radiação cósmica de fundo e obter medições que ajudassem a compreender o Universo.
A missão foi planeada para um período de cerca de4 anos e teve início a 18 de Novembro de 1989 quando o satélite foi lançado; este permitiu a recolha de imagens da radiação de fundo; os primeiros resultados foram recebidos apenas após nove minutos de observações: o COBE tinha registado um espectro de emissão de corpo negro. Essa radiação cósmica de fundo foi ainda designada como o "eco" do Big Bang.

Em Cosmologia, a radiação cósmica de fundo é uma forma de radiação eletromagnética prevista por George Gamov, Ralph Alpher e Robert Herman em 1948 e descoberta em 1965 por Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson, do Bell Telephone Laboratories. Ela tem um espectro térmico de corpo negro na faixa de microondas. A maior parte dos cientistas consideram a radiação cósmica de fundo como a melhor evidência para o Big Bang como medelo para a criação do universo.
Em Física, um corpo negro é um objecto que absorve toda a radiação electromagnética que incide nesse mesmo corpo. Nenhuma radiação o atravessa e nenhuma é reflectida; no entanto, teoricamente irradia energia em todos os comprimentos de onda possíveis. Embora o nome, os corpos negros não são na realidade “negros” já que irradiam energia. A quantidade e o tipo de radiação que emitem dependem directamente da temperatura a que se encontram. Abaixo dos 700º K produzem muito pouca radiação nos comprimentos de onda visíveis e, neste caso, parecem de facto negros (daí o nome). Acima desta temperatura começam a produzir radiação em comprimentos de onda visíveis, começando pelo vermelho, passando ao laranja, amarelo, e branco antes de passar ao azul com o aumento da temperatura.

John Matter foi o coordenador do trabalho e tem a primeira responsabilidade pela experiência que revelou a forma de corpo negro assumida pela radiação de fundo. George Smoot mediu as pequenas variações na temperatura da radiação, que explicam o aparecimento das galáxias e estrelas. Ambos, refere a Academia Sueca, são premiados pelas suas descobertas do espectro de emissão de corpo negro e anisotropia de emissão cósmica de fundo.
Essa radiação é a mais velha luz do universo e vem de um período que se estima ser de 380 mil anos após o Big Bang. Com este trabalho foram reveladas imagens do universo recém-nascido. Não prova em absoluto a teoria do Big Bang como início do universo há aproximadamente 13,7 mil milhões de anos, mas é considerado uma contribuição muito significativa.
Segundo Teresa Lago da Universidade do Porto, o COBE permitiu perceber que "o espectro de radiação cósmica de fundo que recebemos de todo o lado era uma curva perfeita de um corpo negro e que tinha 2,7 graus". Uma revelação possível graças às medições do COBE e, portanto, um valor extraordinariamente próximo do que previa a teoria. E esse foi o papel decisivo de John Mather.
Contudo, um problema se levantou: se a curva era perfeita, como explicar o aparecimento e disseminação das estruturas no universo? Foi George Smoot que detectou pequenas variações da temperatura na curva em diversas direcções que permitiram a agregação de matéria. Essas pequenas variações - a que se refere o termo de anisotropia da radiação - são as "sementes" das galáxias, estrelas e planetas que povoam hoje o universo e que, no fundo, constituem ainda a origem da vida na Terra.

A divulgação mundial dos resultados do Cobe, a 23 de Abril de 1992, foi recebida com uma ovação em pé por quem estava numa reunião da Sociedade Americana de Física. Stephen Hawking considerou-a "a maior descoberta do século, se não de todos os tempos". Logo na altura se disse que os resultados do Cobe seriam dignos do Nobel. O que muitos pensavam cumpriu-se. A divulgação do primeiro retrato do Universo bebé, quando tinha só 380.000 anos, fez furor mundial. Era um mapa oval, uma espécie de ovo cósmico em tons azuis e rosa. Foi capa de jornais por todo o mundo.

O retrato do Universo primitivo não é uma fotografia no sentido comum, mas medições da luz mais antiga que se consegue ver - e que se chama radiação cósmica de fundo. No Universo com 380.000 anos, essa radiação era luz ultravioleta e chegava quase aos 3000 graus Celsius. À medida que o Universo se expandia, foi arrefecendo, passando pelas cores do arco-íris. Hoje, 13.700 milhões de anos após o Big Bang, essa radiação detecta-se como microondas e está apenas 2,7 graus acima do zero absoluto (273 graus negativos). Numa certa sintonização, a "chuva" dos televisores é a radiação fóssil do Big Bang, que enche o Universo.
Com menos de 380.000 anos, o Universo era muito quente e denso. Havia tantos electrões soltos que os fotões não conseguiam viajar, por isso não chegam até nós. Só quando os electrões se agarraram aos núcleos para formar átomos a luz pôde viajar. Então o Universo deixou de ser opaco, para ficar transparente.
Só por si, a história da descoberta da radiação cósmica de fundo é curiosa. Por volta da década de 60, confrontavam-se dois cenários sobre o Universo. Ou estaria em expansão, segundo o modelo do Big Bang, o acontecimento que criou o espaço e o tempo e se está tudo em expansão, então já esteve tudo concentrado num ponto. Ou manter-se-ia num estado estacionário, sem princípio nem fim. Se o modelo do Big Bang estivesse correcto, ainda hoje deveriam encontrar-se os vestígios da radiação que inundou o Universo nos tempos em que ficou transparente. Vários cientistas procuram o "ruído" de fundo do Big Bang.
Foi quem não procurava que encontrou. Arno Penzias e Robert Wilson do Bell Telephone Laboratories, nos EUA, nas experiências que realizavam encontravam sempre uma interferência estranha. Chegaram ao ponto de pensar que a fonte eram pombos em cima da antena. Mas não. Tinham descoberto, em 1964, a radiação cósmica de fundo, o que lhes valeu em 1978 o Nobel da Física. Parecia uniforme para onde quer que se olhasse no céu, o que evidenciava uma distribuição homogénea da matéria (energia e matéria equivalem-se, como disse Einstein) nos primeiros momentos do Universo. Mas isso era outro problema. Se não se conseguiam detectar flutuações na radiação, e na época, não havia tecnologias para tal, então como teriam surgido as galáxias e tudo o que existe?
É aqui que entra o COBE. Pela primeira vez, detectaram-se flutuações pequenas na temperatura da radiação, que correspondem a diferenças na distribuição da matéria. Nos pontos onde o Universo tinha mais matéria nasceriam as galáxias. Porque a matéria atrai a matéria. Por isso, quando se olha para os sítios de maior densidade, está a ver-se as sementes das galáxias. "As variações na temperatura mostram-nos como a matéria no Universo começou a "agregar-se". Tal era necessário, para que galáxias, estrelas e a vida pudessem desenvolver-se. Sem esse mecanismo, a matéria teria tomado uma forma diferente, espalhando-se de forma uniforme pelo Universo", refere o comunicado.
Mather dizia estar "encantado", relatava a Reuters. "Não posso dizer que estou completamente surpreendido. As pessoas têm dito que deveria ser premiado." Smoot, depois de contar a peripécia do telefonema do comité do Nobel (ligaram-lhe de madrugada, depois de terem marcado o número errado), centrou-se na relevância do trabalho premiado com dez milhões de coroas suecas (cerca de um milhão de euros). "É muito importante para os seres humanos saber as suas origens e o seu lugar no mundo."