29 de out de 2009

Pulsações em anãs brancas

 0 estudo de pulsações em estrelas proporciona uma forma única de investigarmos o seu interior. Em analogia com a ciência que estuda o interior da Terra chamamos esse estudo de astrossismologia. Depois do Sol as estrelas anãs brancas são aquelas para as quais mais informação foi possível obter. Até o presente, a astrossismologia permitiu medir velocidades de rotação, massadas camadas superficiais (anãs brancas possuem uma estrutura em camadas), massas totais, rotação diferencial, bem como as taxas de esfriamento das anãs brancas ao longo do diagrama HR. Há mais de três décadas existem previsões teóricas que os núcleos de anãs brancas frias devem cristalizar. Contudo, até hoje nenhum teste observacional da teoria foi efetuado. Winget et al. mostraram que é possível usar anãs brancas como cronômetros para medir a idade de grupos estelares, em particular de nossa Galáxia, o que por sua vez serve como um limite inferior para a idade do Universo. Em face à discórdia atual dos valores da idade do Universo obtidos através do valor da constante de Hubble (H0) e de idades estelares em nossa nossa Galáxia [e.g. a cronologia de anãs brancas ganhou atenção redobrada. A compreensão do fenômeno da cristalização é essencial para os estudos de esfriamento de anãs brancas. Se a cristalização realmente ocorre ela adiciona aproximadamente 1 bilhão de anos aos tempos de esfriamento calculados para anãs brancas. Existe ainda um efeito potencialmente maior associado com a possível separação de fase dos elementos durante a cristalização que poderia adicionar entre 1 e 3 bilhões de anos às idades calculadas. Esta linha de pesquisa se propõe a testar observacionalmente a teoria de cristalização, visando alcançar uma melhor compreensão do processo de esfriamento em anãs brancas e obter estimativas mais acuradas de suas idades. Para tanto investigamos a estrutura interna de anãs brancas através do estudo das suas pulsações. Ao longo de 1998 estamos realizando uma campanha observacional visando obter cobertura permanente da curva de luz da anã branca pulsante BPM 37093, fazendo uso do Whole Earth Telescope. Os dados serão usados para comparar as características de suas pulsações com modelos teóricos para estrelas pulsantes com núcleos cristalizados.
Créditos:astro.ufsc  

NGC 4038 - NGC 4039

Esta é uma imagem composta do conjunto de galáxias NGC 4038 e NGC 4039. A branco e a verde está representada a emissão óptica e a azul a emissão rádio proveniente de gás atómico. Estas duas galáxias encontram-se em colisão e o seu encontro tem provocado um aumento do número de novas estrelas no seu seio. A colisão do gás e da poeira de que cada uma é formada tem dado origem a zonas de maior densidade, favorecendo o aparecimento de novas estrelas. Este sistema, também conhecido por "A Antena", encontra-se a cerca de 63 milhões de anos-luz de distância.

Nebulosas de Emissão

A Nebulosa da Lagoa, ou M8 (NGC 6523). É uma nebulosa de emissão que contém um enxame estelar à sua frente e várias regiões de formação estelar. O brilho vermelho é hidrogénio. Situa-se a 5,200 anos-luz de distância na direcção da constelação de Sagitário. Crédito: Robert Gendler

Uma nebulosa de emissão é uma nuvem de gás ionizado que emite luz de várias cores. A fonte mais comum desta ionização são fotões altamente energéticos emitidos de uma quente estrela vizinha. Entre os diferentes tipos de nebulosas de emissão estão as regiões H II, nas quais a formação estelar decorre e jovens, massivas estrelas são a fonte destes fotões. Normalmente, uma jovem estrela irá ionizar parte da mesma nuvem que a viu nascer. Apenas estrelas grandes e quentes podem libertar a quantidade de energia necessária para ionizar uma parte significativa da nuvem. Muitas das vezes, este trabalho é feito por um inteiro enxame de jovens estrelas.  

A cor da nebulosa depende da sua composição química e quantidade de ionização. Devido à alta prevalência de hidrogénio no gás interestelar, e à sua relativamente baixa energia necessária, muitas nebulosas de emissão são vermelhas. Se mais energia estivesse disponível, outros elementos poderiam ser ionizados e então apareceriam as cores verde e azul. Ao examinar o espectro de uma nebulosa, os astrónomos podem deduzir o seu conteúdo químico. A maioria das nebulosas de emissão contêm cerca de 90% de hidrogénio, sendo os restantes 10% hélio, oxigénio, nitrogénio e outros elementos. Algumas das mais espantosas nebulosas de emissão visíveis do hemisfério Norte são a Nebulosa da Lagoa (M8) e a Nebulosa de Orionte (M42).

As nebulosas de emissão têm frequentemente manchas escuras que resultam do bloqueio da luz por nuvens de pó. A combinação entre a nebulosa de emissão e o pó originam objectos muito interessantes, e muitas destas nebulosas têm o nome dos objectos a que se parecem, tal como a Nebulosa da América (NGC 7000) do Norte ou a Nebulosa do cone (NGC 2264). Algumas nebulosas são constituídas de componentes que reflectem e emitem, tal como a Nebulosa da Trífida (M20).
Fonte: www.ccvalg.pt

28 de out de 2009

Pulsar 3C58

Esta imagem de raios-X, obtida pelo Observatório Chandra, dos restos de uma supernova ocorrida no ano de 1181, mostra uma estrela de neutrões em rotação muito rápida envolvida numa nuvem de partículas de alta energia. Trata-se de um pulsar, conhecido por 3C58, a rodar cerca de 15 vezes por segundo. Estas observações permitiram concluir que o pulsar, embora esteja a diminuir a sua velocidade de rotação, roda practicamente com a mesma velocidade com que rodava quando foi formado. Este facto está em contradição com o que tem sido observado na maioria dos pulsares que se conhece, pelo que está a ser, actualmente, alvo de vários estudos.
Créditos:portaldoastronomo.org

Aglomerado estelar aberto

Os aglomerados estelares abertos, antigamente chamados de aglomerados galácticos, são sistemas estelares ou aglomerações de corpos celestes cuja forma é irregular e englobam centenas de estrelas.
                                            
Os Aglomerados abertos conhecidos
O mais conhecido e estudado destes aglomerados são as Plêiades, na constelação de Touro, estas  possuem de sete a nove estrelas visíveis a olho nu dependendo das condições de visibilidade, porém a população estelar chega entre 700 a 800 corpos quando observadas mais amiúde. A distância média entre as estrelas que fazem parte deste grupo é de um terço dos intervalos médios entre aquelas vizinhas do Sistema Solar.
 
A envoltória dos  aglomerados
 O M18, ou NGC 6613 é um agrupamento aberto na constelação de SagitárioOs aglomerados abertos estão envoltos numa espécie de nebulosidade difusa causada por matéria escura, presumivelmente orgânica e se situam na região onde a densidade estelar da Via-Láctea é maior, logo a interação gravitacional também o é. São conhecidas naquela região cerca de quarenta mil estrelas que formam aproximadamente mil associações ou aglomerados estelares.

 A composição das estrelas dos aglomerados estelares
 Os aglomerados estelares são normalmente constituídos por estrelas jovens que ao serem analisadas através de espectroscópios, por métodos fotométricos e geométricos, além de terem suas distâncias e idades levantadas com precisão, ainda mostraram a ocorrência de metais semelhantes ao Sol.

A localização e mapeamento dos Aglomerados 
Nos aglomerados abertos mais próximos, foram obtidas paralaxes trigonométricas, sendo estas inversamente proporcionais à distância daqueles. Outros métodos que envolvem a comparação de movimentos próprios, geralmente pequenos, também foram usados e a magnitude aparente de estrelas mais brilhantes comprovou sua proximidades e a caracterização de sistemas que se movem no espaço de forma semelhante e interativa.

Os Sistemas estudados na atualidade
Até o final do século XX estavam sendo estudados pelos mais diversos astrônomos cerca de quatrocentos aglomerados abertos. Seus diâmetros que variam de 1,5 a 20 parsecs (3,26 anos-luz). Na Via Láctea estima-se que existam em torno de vinte mil aglomerados estelares abertos, sua detecção é difícil devido à obscuridade gerada pelas nebulosas de matéria escura entremeando o espaço intergaláctico

Fonte: Wikipédia.org

O Que é um Pulsar

Um Pulsar é uma fonte de rádio estelar emissora de impulsos de duração média de 35 milésimos de segundo, e que se repetem em intervalos extremamente regulares da ordem de 1,4 aproximadamente. O nome "pulsar" é oriundo da expressão inglesa "Pulsating Radio Source" (Fonte de Rádio Pulsante). Os pulsares também são chamados de Estrelas de Nêutron, que é definido como uma estrela que entrou em colapso ao suportar uma degenerada pressão de nêutrons. A estrela de nêutron foi teoricamente prevista pelo físico soviético Lev Landau, em 1932, e estudada em detalhes pelos físicos J. Robert Oppenheimer, Robert Serber e George M. Volkoff, de 1938 a 1939. Durante muitos anos os astrônomos duvidaram de sua existência, até que, em 1967, foi descoberto o primeiro pulsar. Desde então, a teoria dos pulsares se desenvolveu tão rapidamente que parece virtualmente correto que os impulsos rádios e ópticos emitidos pelo pulsar tenham origem na própria energia proveniente de um estrela de nêutrons em rotação. Para confirmar tal hipótese, descobriu-se a existência de alguns pulsares no interior de supernovas remanescentes, como aquele registrado na nebulosa de Caranguejo. Esse foi um dos fortes elementos em favor da teoria de que os pulsares são na realidade estrelas de nêutron


 

Aglomerado da Borboleta

     
O Aglomerado da Borboleta (também catalogado como Messier Object 6, M6 ou NGC 6405) é um aglomerado estelar aberto na constelação de Scorpius. O primeiro astrônomo a confirmar a existência do Aglomerado da Borboleta foi Giovanni Battista Hodierna em 1654. Porém, já no século XX, Robert Burnham, Jr disse que Messier 6 era na verdade o primeiro cinturão observado por Ptolomeu, localizado embaixo do Aglomerado de Ptolomeu. Charles Messier calalogou o aglomerado em 1764.

Características
A maioria das estrelas desse aglomerado são estrelas azuis tipo B e a estrela mais brilhante é uma gigante laranja tipo K, BM Scorpii. Ela é classificada como uma estrela variável, e tem uma magnitude entre +5.5 e +7.0 É provável que o Aglomerado da Borboleta esteja a uma distância de aproximadamente 1.500 anos-luz da Terra e uma largura de 12 anos-luz.

Descobrimento
Quando o astrônomo descobriu o tal do aglomerado ele achou que seria uma descoberta pequena e insignificante, e mesmo ele tendo batizado o aglomerado com o nome do bichinho favorito dele, ele acabou não catalogando o agloerado e com a simples justificativa de que "deixarei para outra pessoa descobrir mais tarde". O que ele não contava é que o aglomerado era muito especial. Sem saber desse fato especial, ele acabou sendo roubado por charles messier, que catalogou o objeto assim como ele fez com todos os outros. Sim, charles roubava vários objetos astrônomomicos descobertos por outros astrônomos antes dele.

Filosofia
O nome dado a esse aglomerado faz uma menção a filosofia italiana da borboleta, que mesmo sendo massacrada morria com uma filosofia a deixar e além disso algumas borboletas liberavam um pó tóxico que provocava arrependimento na pessoa que a matou e assim não repetir o ato. Bem, do mesmo jeito que a borboleta tem suas asas bonitas que podem formar olhos ou até mesmo caveiras mortais para intimidar, ela tem lá seu lado assustador, acho que pelo seu fato de voar. O aglomerado tem o formato de uma borboleta e mesmo sendo belo, ele é assustador.
Fonte: http://desciclopedia.org/wiki/Aglomerado_da_Borboleta

Os satélites naturais do Sistema Solar

Satélites ou luas são corpos celestes que não possuem luz própria e orbitam em torno dos planetas e dos asteróides. Os satélites brilham porque refletem a luz proveniente do Sol. A quantidade de luz refletida por um corpo depende da composição de sua superfície e da sua atmosfera. A razão entre a quantidade da radiação refletida por um objeto pela radiação total incidente se chama albedo. Em torno dos planetas e asteróides do sistema solar giram inúmeros satélites naturais. Supõe-se que eles se originaram a partir do material existente na nebulosa que deu origem ao Sistema Solar e isso ocorreu na mesma época que se formaram os planetas, isto é, há 4,6 bilhões de anos.


Esses satélites são classificados como Regulares, Irregulares e Interiores.

Satélites Regulares: São aqueles que se supõe terem se formado a partir da mesma nuvem de gás que deu origem ao planeta, giram em torno do planeta na mesma direção da sua rotação, possuem órbitas estáveis quase circulares e o plano de suas órbitas é pouco inclinado com relação ao plano equatorial do planeta.

Satélites Irregulares: São aqueles que se formaram em algum lugar do sistema solar e foram capturados posteriormente pelo planeta, giram em torno do planeta na mesma direção ou em direção oposta ao da sua rotação, possuem órbitas instáveis e bastente excêntricas e o plano de suas órbitas é bastante inclinado com relação ao plano equatorial do planeta.

Satélites Interiores: São aqueles que executam suas órbitas na região dos anéis dos planetas, tendo muitos deles a finalidade de manter as rochas constituintes dos anéis nos seus lugares, como pastores. Por executarem suas órbitas em regiões onde a probabilidade de se chocarem com uma rocha do anel seja elevada, acredita-se que tenham vida limitada. Nem Mercúrio nem Vênus possuem satélites. Terra possue um único satélite. Marte possui dois satélites que são muito pequenos. O satélite da Terra e um dos de Plutão (Caronte) são muito grandes, comparado ao tamanho dos planetas. Cada um dos gigantes gasosos Júpiter, Saturno, Urano e Netuno, possuem dezenas de satélites com variados tamanhos.

Até março de 2006 já haviam sido descobertos 63 satélites de Júpiter, 47 de Saturno, 27 de Urano, 13 de Netuno e 3 de Plutão. No início a humanidade só conhecia a Lua como satélite e só em 1610, utilizando um telescópio, Galileu descobriu quatro luas orbitando Júpiter. Desde então, com as naves espaciais lançadas na direção dos planetas e com o avanço tecnológico da instrumentação dos telescópios em Terra dezenas de satélites foram descobertos. Atualmente (março de 2006) conhecemos 156 satélites mas os cientistas acreditam que esse número ainda aumentará nos próximos anos.

27 de out de 2009

Braço de Órion

Estrutura da Via Láctea - Neste esquema, o Braço de Órion é rotulado "Local Spur". A posição do Sistema Solar é indicado pelo ponto amarelo
O Braço de Órion ou Braço Local é um braço espiral menor da Via Láctea. O Sistema Solar, assim como quase todas as estrelas vistas a olho nu, estão dentro do Braço de Órion. Está localizado entre o Braço de Sagitário e o Braço de Perseus, dois dos quatro maiores braços espirais da Via Láctea. Dentro do Braço de Órion, o Sistema Solar e a Terra estão localizados perto da borda interior na Bolha Local, aproximadamente 8000 parsecs (26.000 anos-luz) do centro galáctico.

Nebulosa de Órion

A nebulosa de Órion, (também denominado nebulosa de Orião) também descrita como M42 ou NGC 1976, de acordo com a nomenclatura astronômica, é uma nebulosa difusa que se encontra a 1500 anos-luz do sistema solar. O seu nome provém da sua localização na constelação de Órion. Possui 25 anos-luz de diâmetro, uma densidade de 600 átomos/cm³ e temperatura de 70K. Trata-se de uma região de formação estelar: em seu interior as estrelas estão nascendo e começando a brilhar constantemente. Há uma enorme concentração de poeira estelar e de gases nessa região, o que sugere a existência de água, pela junção de hidrogênio e oxigênio. No céu de inverno do hemisfério sul é simples identificar a nebulosa como uma mancha difusa na região entre as "Três Marias" e as estrelas Rigel e Saiph, no interior da constelação de Órion. Qualquer telescópio, mesmo de pequeno alcance, pode identificar a Nebulosa de Órion. A Nebulosa de Órion é um dos objetos mais fotografados no céu noturno e está entre os objetos celestes mais estudados intensamente. A nebulosa revelou muito sobre o processo de como estrelas e sistemas planetários são formados a partir de nuvens de colapso de gás e poeira.
Fonte: http://pt.wikipedia.org/

Constelação Orion


Orion, Oríon, Órion ou Orionte, o caçador Órion, é uma constelação do equador celeste. As estrelas que compõem esta constelação podem ter como elemento do seu nome o genitivo "Orionis". Órion é uma constelação reconhecida em todo o mundo, por incluir estrelas brilhantes e visíveis de ambos os hemisférios.A constelação tem a forma de um trapézio formado por quatro estrelas: Betelgeuse (Alfa de Órion) de magnitude aparente 0.50, Rigel (Beta de Órion) de magnitude aparente 0.12, Bellatrix (Gama de Órion) de magnitude aparente 1.64 e Saiph (Kapa de Órion) de magnitude aparente 2.06. É uma constelação fácil de ser enxergada pois, dentre as estrelas que a compõem, destaca-se a presença de três, Mintaka (Delta de Órion) de magnitude aparente 2.23, Alnilam (Epsilon de Órion) de magnitude aparente 1.70 e Alnitak (Zeta de Órion) de magnitude aparente 2.03, popularmente conhecidas como "As Três Marias", que formam o cinturão de Órion e está localizado no cento desta.Nesta constelação também encontra-se uma das raras nebulosas que podem ser vistas a olho nu, a Nebulosa de Órion que é uma região de intensa formação de estrelas.As constelações vizinhas são Gemini (Gêmeos), Taurus (Touro), Eridanus, Lepus (Lebre) e Monoceros (Unicórnio).
Fonte:Wikipédia, a enciclopédia livre

Cygnus X-1: Ainda uma «estrela»

Primeira conclusão de que existe um buraco negro deve-se a este sistema

Uma estrela gigante azulada

Desde que foi descoberto há 45 anos, o Cygnus X-1 continua a ser a fonte de raio-X cósmico mais estudado. Há uma década, este ganhou um lugar merecido na história da astronomia, quando a combinação do raio-X e de observações ópticas levaram à conclusão de que existe um buraco negro, a primeira vez que foi identificado. O sistema Cygnus X-1 é constituído por um buraco negro com uma massa dez vezes superior à do sol numa órbita próxima e com um uma estrela gigante azulada, esta já com a massa de pelo menos 20 sois.O gás exalado como um vento estrelar enublado foca-se no buraco negro e algum deste gás forma mesmo um disco espiral para o interior do buraco. A energia gravitacional que é libertada por este fluído gasoso origina e emissão de raios-X vindos do Cygnus X-1. Embora já tenho sido publicados centenas de artigos sobre este sistema, o seu estatuto de buraco negro cintilante continua a atrair o interesse de investigadores para conseguir compreender a sua natureza e os efeitos no ambiente. As recentes observações do Chandra e do XMM-Newton da agência Espacial Americana são valiosas para se poder avançar no estudo das propriedades deste vento estrelar que estimula o Cygnus X-1, e determinar seu índice de intensidade. Contudo, últimas pesquisas revelam que gira de forma bastante lenta – o que pode indicar que tem formado uma espécie de supernova inusual que de certa forma consegue evitar que o buraco negro gire com tanta intensidade como outros buracos estrelares.
Fonte: http://www.cienciahoje.pt

Rosetta se despedirá da Terra rumo ao espaço profundo

O ponto alto da missão será a liberação do módulo Philae, que pousará no cometa 67/P Churyumov-Gerasimenko para estudar a sua superfície.[Imagem: ESA]

Caçadora de cometas
 Rosetta, a sonda espacial "caçadora de cometas" da Agência Espacial Europeia (ESA), irá aproximar-se da Terra no próximo dia 13 de Novembro para ganhar energia orbital e começar a etapa final da sua viagem de 10 anos, até o exterior do Sistema Solar. Está previsto que a sonda realize diversas observações do sistema Terra-Lua antes rumar até ao cometa 67/P Churyumov-Gerasimenko, onde um módulo da sonda tentará pousar no cometa. Esta será a terceira aproximação da Terra e a última das quatro assistências gravitacionais que a Rosetta precisa fazer para alcançar a sua trajetória final. Está previsto que a sonda alcance o ponto mais próximo da Terra às 05h45 do dia 13 de Novembro, no horário de Brasília. Esta manobra dará à Rosetta o impulso necessário para continuar a viagem até ao exterior do Sistema Solar.

Pousando em um cometa
Em sua jornada, está programado um encontro com o asteroide 21 Lutetia, em Julho do próximo ano. A nave Rosetta chegará ao seu destino final em Maio de 2014. O ponto alto da missão será a liberação do módulo Philae, que pousará no cometa 67/P Churyumov-Gerasimenko para estudar a sua superfície. A sonda Rosetta acompanhará o cometa na sua viagem em direção ao Sol, estudando-o de perto durante os dois anos seguintes.

Rasante sobre a Terra
Quando se aproximar da Terra no próximo mês, a Rosetta terá viajado cerca de 4.500 milhões de quilômetros desde o seu lançamento, ocorrido em Março de 2004. A sonda passará pela Terra a 13,3 km/s, sobrevoando o Oceano Índico a 109°E, 8°S, ao sul da ilha indonésia de Java. A manobra de assistência gravitacional aumentará a velocidade da nave em 3.6 km/s, relativamente ao Sol. A equipe de controle da missão realizará uma série de ações críticas antes e depois da passagem pela Terra para assegurar que a Rosetta esteja na trajetória correta. Os eventos mais importantes são as manobras de correção da trajetória. A primeira delas foi realizada no dia 22 de Outubro. Outras três estão previstas para que a sonda siga a trajetória de aproximação correta. Apesar da passagem pela Terra ser crítica para conseguir a velocidade necessária para alcançar o seu destino final, a proximidade com o nosso planeta será aproveitada para o estudo do sistema Terra-Lua. Os instrumentos da sonda, que estão em estado de hibernação, serão ativados na semana anterior à passagem pela Terra.
Fonte: G1

26 de out de 2009

Nova Classificação do Sistema Solar

Em 24 de agosto de 2006, Plutão deixou de ser um planeta do Sistema Solar e foi classificado na nova categoria de “planeta anão”, conforme decisão em Praga, da assembléia geral da União Astronômica Internacional (IAU). Os mais de 2.500 cientistas de 75 países reunidos na capital tcheca, inclusive o Brasil, decidiram criar três categorias para classificar esses corpos celestes. No primeiro grupo estão oito planetas: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. O nono planeta da antiga organização do Sistema Solar, Plutão, se tornou um “planeta anão” e hoje tem a companhia do antigo asteróide, Ceres e dos corpos celestes, Eris, Haumea, Makemake e Sedna, dentre outros. Já o terceiro grupo é o dos corpos pequenos do Sistema Solar. São todos aqueles que, como os planetas, orbitam o Sol, mas não são satélites.

Os cientistas reconheceram que foi cometido um erro quando Plutão foi classificado como planeta em 1930, data na qual o cientista americano Clyde Tombaugh o avistou. Desde sua descoberta Plutão é alvo de disputa, sobretudo por causa de seu tamanho. Após novos estudos foi constatado que ele é menor do que se pensava anteriormente. Alguns fatores que contribuíram para a nova classificação de Plutão foi o fato de ele ser menor que a Lua e por ter uma órbita pouco convencional, cuja inclinação não é paralela à da Terra e aos dos outros sete planetas do Sistema Solar. Esta nova forma de classificação do Sistema Solar será mais fácil de explicar para as crianças. São oito planetas maiores e depois um grande número de “planetas anões”. Para melhor visualização, apresentamos a seguir uma representação artística da maioria dos corpos celestes atualmente catalogados, em ordem de tamanho, começando com a nossa Lua, para efeito de comparação.

Definição de planeta:Corpo que órbita uma estrela mais não é uma estrela. Mais possui massa para que a gravidade o torne esférico. Todo corpo com diâmetro de 800 km e massa 500 quatrilhões de toneladas é definido planeta.
Nova classe:Os Plútons residem em órbitas que levam mais de 200 anos para serem completadas, fora do eixo dos planetas clássicos e pouco circulares.
Planetas clássicos :São corpos celestes que orbitam o Sol, que tem massa suficiente para ter gravidade própria. São eles: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno.
Planetas anões:Até o momento são considerados planetas anões: Plutão, Eris (UB303 ou Xena) e Ceres. Porém existem 12 outros corpos do Sistema Solar.
Pequenos corpos:Todos os outros corpos que orbitam o Sol, que não sejam satélites, serão referidos coletivamente desta forma.
Fonte:Astronomy.com

Caronte - Satélite de Plutão

Um dos três satélites de Plutão

Características orbitais

Raio médio 19 571 ± 4 km
Excentricidade 0.00000 ± 0.00007
Período Orbital 6.387230 d (6 d 9 h 17 m 36 s)
Inclinação axial 115.60° (à eclíptica)
0.00° ± 0.014° (ao equador de Plutão)
122.54° (à orbita de Plutão)

Características físicas
Diâmetro equatorial 1207.2 km ± 2.8 km
Massa (1.52±0.06)21 kg [2]
Densidade média 1.71 ± 0.08 g/cm3
Gravidade na superfície 0.291 m/s2
Período de rotação síncrono
Inclinação axial zero
Albedo entre 0.36 e 0.39
Atmosfera nenhuma 

 Caronte é um dos três satélites de Plutão e foi descoberto por James Walter Christy em 22 de Junho de 1978. A sua composição e dimensões são ainda muito incertas, devido à distância a que o par Plutão-Caronte se encontra da Terra. Mas as medições feitas mostram que Caronte possui um diâmetro de aproximadamente 1.207 km. É possível que existam outros satélites à volta de Plutão, escuros e pequenos(Nyx e Hydra). Como se viu nas últimas décadas, todos os planetas distantes tinham mais satélites do que se pensava antes dos vôos espaciais, e nunca foi visitado pelo homem. Entretanto, será visitada pela missão espacial não-tripulada New Horizons em julho de 2015. Com a alteração do status de Plutão, que não é mais considerado planeta, e sim um planeta anão, Caronte também deixou de ser um satélite, sendo agora também um planeta-anão que anda á volta de Plutão.
Fonte:Wikipédia

Teoria Sobre as Estrelas

Porque estrelas cintilam e planetas não ?
Os planetas do Sistema Solar definem no céu um disco de resolução, enquanto as estrelas são fontes pontuais (ou seja, é como se os planetas fossem maiores). Como eles estão muito mais perto de nós do que as estrelas (excluindo-se o Sol), seus fluxos são bem intensos. Fluxos são grandezas que dependem da relação da luminosidade emitida pela fonte e sua distância do observador. Como este fluxo cai com o quadrado da distância, explica-se o fato dos planetas definirem este disco no céu e as estrelas não.  Esta característica adicionada à refração causada pela nossa atmosfera em qualquer raio incidente na mesma, provoca o que chamamos de "seeing". O que acontece então é o seguinte:  O raio de luz de uma dada estrela, representada por uma fonte pontual incide na atmosfera, sofre efeito de refração e brilha em um dado ponto no céu. Os raios de luz seguintes sofrem o mesmo efeito, mas não caem necessariamente no mesmo ponto do céu onde caiu o raio de luz anterior. Sendo assim, as estrelas não definem um ponto fixo no céu, mas sim uma dada região.  Esta pequena região representa pra nós o que seria o disco estelar. Como vimos então, este disco estelar não emite luz de forma constante, fazendo com que observemos a estrela cintilar. No caso  do planeta, seu disco de resolução é maior e mesmo com seus raios de luz sofrendo refração na atmosfera, eles caem sempre "dentro" do disco de resolução do planeta, fazendo com que seu brilho seja de forma mais uniforme, não cintilando. Interessante lembrar que observando uma estrela de fora da atmosfera da Terra, ela não cintilará. Isso acontece, por exemplos, para os astronautas.
Fonte:http://www.achetudoeregiao.com.br 

O Que é uma Estrela


Estrela - Uma estrela é um corpo celeste formado de plasma, o quarto estado da matéria (e não de gás, como muitos pensam), que se mantém coeso devido a sua força gravitacional. Esse corpo celeste, por causa de sua pressão interna, produz energia por fusão nuclear, transformando moléculas de hidrogênio em hélio. Uma estrela tem que ter uma massa acima de um determinado valor crítico (aproximadamente 81 vezes a massa de Júpiter) para que se dêem reações nucleares de fusão no seu interior. Corpos que não atingem esse limite, mas que ainda assim irradiam energia por compressão gravitacional chamam-se anãs castanhas (ou Anã marrom) e são um tipo de corpo celeste na fronteira entre as estrelas e os planetas.

Gigante azul - Em astronomia, uma estrela Gigante azul é uma estrela pesada, com massa maior que 18 vezes a massa do Sol, e muito quente e brilhante de tipo espectral O ou B.No Diagrama de Hertzsprung-Russell, Gigantes azuis são encontradas no canto superior esquerdo graças a sua luminosidade.Gigantes azuis são extremamente luminosas, atingindo magnitudes absolutas de -5, -6 ou mesmo menor (magnitudes estelares seguem uma escala logaritmica e portanto, quando mais negativa maior o valor da grandeza). Suas temperaturas são tão altas (20.000 K ou mais) que uma quantidade considerável de sua energia é emitida através de radiação ultra-violeta, e portanto invisível para os nossos olhos.

Classificação estelar - Em astronomia, classificação estelar é uma classificação de Estrelas baseadas na temperatura da fotosfera e suas características espectrais associadas, e refinada a seguir em termos de outras características. As temperaturas estelares podem ser classificadas usando-se a lei do deslocamento de Wien; mas isto cria dificuldades para estrelas distantes. A espectroscopia estelar oferece uma maneira de classificar estrelas de acordo com suas linhas de absorção; linhas de absorção particulares podem ser observadas somente para uma dada temperatura porque somente nessa temperatua os níveis de energia atômica envolvidos estão povoados. Um esquema antigo do século 19) utilizava letras de A ao P, e é a origem das classes espectrais usadas atualmente.  

Diagrama de Hertzsprung-Russell - Em astronomia, o diagrama de Hertzsprung-Russell (usualmente utiliza-se a abreviação Diagrama HR) mostra a relação matemática entre magnitude absoluta, luminosidade, classificação estelar e a temperatura de superfície. Este diagrama foi criado em 1910, por Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell.Existem duas formas equivalentes. Uma é a forma do observador que marca o índice de cor da estrela em um eixo e a magnitude absoluta no outro. Estas duas quantidades podem ser obtidas por observação.A forma teórica marca a temperatura das estrelas em um eixo e a luminosidade da estrela no outro. Estas duas quantidades são obtidas de modelos computacionais para a evolução estelar.


Magnitude absoluta - Em astronomia, magnitude absoluta é a magnitude aparente, m, que um objeto teria se estivesse a uma distância padronizada.A magnitude absoluta nos permite comparar o brilho de objetos sem levar em consideração as distâncias em que eles se encontram.

Magnitude aparente - Em Astronomia, magnitude aparente é uma escala para comparação do brilho das estrelas desenvolvida pelo astrônomo grego Hiparco há mais de 2000 anos.A magnitude aparente fornece uma forma de comparar quão brilhante um objeto parece em relação a outro, mas não quão brilhante ele é. Isto porque a magnitude aparente depende da distância em que o objeto se encontra.

Luminosidade - Em astronomia, luminosidade é a quantidade de energia que um corpo irradia em uma unidade de tempo. Ela é tipicamente expressa em unidades de watts ou em termos da Luminosidade solar, Lsol.Neste caso ela é a quantidade energia o objeto irradia comparado com o Sol, cuja luminosidade é 3.827×1026 Watts. Luminosidade nao deve ser confudida com luminância.

Evolução estelar - Em astronomia, evolução estelar é a seqüência de mudanças que uma estrela sofre durante seu tempo de vida, os milhares, milhões ou bilhões de anos durante os quais ela emite luz e calor. Durante o curso deste tempo, a estrela irá mudar radicalmente.A evolução estelar não é estudada pela observação do ciclo de vida de uma simples estrela; a maioria das mudanças estelares ocorre tão vagarosamente que só seriam detectáveis depois de muitos e muitos séculos. Ao invés disto, astrofísicos tentam entender como as estrelas evoluem pela observação de numerosas estrelas, cada uma em um diferente ponto da vida do ciclo da vida, e simulando estrutura estelar como modelos de computadores.
Estrutura estelar - O modelo mais simples de estrutura estelar é a aproximação quase-estática de simetria esférica. O modelo assume que a estrela se situa muito próxima de una situação de equilíbrio hidrostático no qual apenas há movimentos verticais nítidos e, por sua vez, também se considera que a forma do astro possui simetria esférica. Todo isto é em essência correto para a grande maioria das estrelas observáveis.

Equilíbrio hidrostático - O equilíbrio hidrostático (ou mecânico) é a condição em que a força de pressão e a força da gravidade se compensam entre sí, ou seja, há um equilíbrio entre elas sendo a força resultante nula.O equilíbrio hidrostático é importante para todos os corpos celestes, nas estrelas por exemplo, se a força de pressão e a força da gravidade não são equivalentes a estrela vai sofrer mudanças violentas na sua estrutura.

Temperatura e espectro - Algumas estrelas são extremamente quentes, enquanto outras são mais frias. Esta afirmação está relacionada à cor que as estrelas emitem. Ao observar os pedaços de carvão em uma churrasqueira, você sabe que o carvão com brasa vermelha está mais frio do que os pedaços com brasas mais claras. O mesmo é verdadeiro para as estrelas. Uma estrela azul ou branca é mais quente do que uma estrela amarela, que é mais quente do que uma outra vermelha. O espectro de uma estrela também pode informar seus elementos químicos porque diferentes elementos (por exemplo, hidrogênio, hélio, carbono, cálcio) absorvem a luz em diferentes comprimentos de onda. Se você olhar a cor mais forte ou o comprimento de onda mais intenso da luz emitida pela estrela, poderá calcular sua temperatura (temperatura em graus kelvin = 3 x 106/ comprimento de onda em nanômetros).

Nebulosa do lápis ou NGC 2376


Crédito: Hubble Heritage Team (STScI/AURA), W. Blair (JHU) & D. Malin (David Malin Images), NASA


A 500,000 quilómetros por hora, uma onda de choque de uma supernova viaja pelo espaço interestelar. Esta é conhecida como Nebulosa do Lápis, ou NGC 2376, e faz parte do resto de supernova da Vela, uma concha em expansão de uma estrela que explodiu há cerca de 11,000 anos atrás. Inicialmente a onda de choque movia-se a milhões de quilómetros por hora, mas o peso de todo o gás que arrastou diminuiu a sua velocidade consideravelmente. Na imagem do lado, a onda de choque move-se de esquerda para direita, tal como pode discernido pela falta de gás à esquerda. A região coberta é de cerca de um ano-luz, uma pequena parte da área de 100 anos-luz da totalidade da Vela. Esta imagem foi capturada pelo Telescópio Espacial Hubble em Outubro de 2002.
Fonte:NASA

Possibilidade de tempestade solar em 2012 é concreta

Estudos da NASA mostram que desde 2006 o sol está muito quieto. Para os cientistas isto é um indício que uma tempestade solar pode acontecer nos próximos anos. Uma tempestade solar poderá trazer conseqüências assustadoras para a humanidade, como danos às redes elétricas e sistemas de comunicação, e poderá ser catastrófico gerando um ambiente em que o mundo pode perder o controle da situação. Em 1859, uma grande tempestade solar fez com que os fios dos telégrafos entrassem em curto em várias partes do mundo o que causou vários incêndios. Naquela época não tínhamos a tecnologia de hoje e não éramos tão dependentes de satélites. Os danos de uma tempestade solar pode simplesmente paralisar a comunicação do mundo. Como o mundo está caminhando a passos largos para uma globalização o risco que corremos é de um forte abalo econômico. A tempestade solar não é uma ameaça para extinção da raça humana. Este evento já vem ocorrendo há séculos e o homem está vivo até hoje. A maior ameaça que existe vinda do espaço para que vida humana venha a se extinguir na Terra, seria o impacto de um grande meteoro com o planeta. O sol entra na sua fase mais ativa a cada onze anos, ele pode gerar tempestades magnéticas que podem ter o poder de desligar satélites, ameaçar a segurança de estações espaciais, e interromper os sistemas de comunicação. As redes de energia ao receberem uma corrente elétrica ou magnética podem fazer com que os transformadores se derretam. Imagine a conseqüência de um black out geral no planeta. A falta de energia elétrica na Terra seria um caos total para todos. Como uma das causas principais poderíamos ter a falta d'água, os alimentos estragariam, se perderia vários medicamentos, as residências ficariam no escuro à noite, perderíamos a comunicação, seria um isolamento total. O próximo pico da atividade solar poderá acontecer em 2012. No momento o sol está muito quieto, porém sua a atividade pode aumentar a qualquer instante e se isto acontecer poderemos experimentar uma tempestade devastadora, mas ainda assim estaríamos longe do nosso fim.
Fonte: G1

Variáveis Cataclísmicas

 Variáveis Cataclísmicas são sistemas binários compostos de uma anã branca, chamada primária, e uma estrela anã vermelha, secundária. As estrelas anãs são o resultado da evolução de uma estrela não muito massiva. A distancia orbital entre as componentes do sistema é pequena, aproximadamente do diâmetro da estrela maior, ocorrem efeitos de maré intensos, ou seja, a gravidade que uma estrela exerce sobre a outra é significativa. O fato de as estrelas estarem próximas faz com que a velocidade orbital seja alta produzindo uma força centrífuga intensa que assim como os efeitos de maré contirbui para a deformação das componentes do sistema binário. O lobo de Roche é uma região em torno da estrela onde a sua matéria é contida pela gravidade da própria estrela. Se a secundária atinge seu limite de estabilidade preenchendo seu lobo de Roche, ela passa a transferir matéria para a estrela primaria. Isto ocorre porque a secundária é maior que a primária, sendo então menos densa. São sistema semi-destacados, onde apenas a secundária preenche seu lobo de Roche. Na figura abaixo temos um esquema das componentes do sistema, mostrando a secundária, a primária com o disco de acresção ao seu redor e a coluna de acresção. A bright spot é a região onde a matéria da coluna de acresção se encontra com o disco. O disco não possui uma estrutura plana, tendo um perfil mais alargado nas extremidades.
- Bright Spot: A bright spot é o local onde o jato se encontra com as partes externas do disco. O jato está a velocidades supersônicas. Na região de impacto é criada uma área aquecida por colisão, esta área pode irradiar na região da luz visível tanto ou mais que o disco, primária ou secundária.

- Disco de Acresção: O disco de acresção é formado em torno da primária pela matéria proveniente da secundária, apenas em sistemas onde o campo magnético não é muito intenso. Se o campo magnético é intenso, a matéria tende a cair em direção a anã branca acompanhando as linhas de campo magnético. O atrito entre os diferentes anéis do disco faz com que a matéria perca momento angular e espirale em direção a anã branca. A região onde o disco é desacelerado até atingir a velocidade equatorial da primária é chamada boundary layer. A forma do disco de acresção não é plana, apresentando as faces côncavas, como esquematizado na figura 1, fazendo com que o disco possa ser iluminado pela primária ou pela boundary layer. A boundary layer pode emitir tanta radiação ou mais que o disco, provocando um aquecimento neste último.

Figura de uma polar intermediária, um tipo de variável cataclísmica
Fonte: http://adsabs.harvard.edu/


23 de out de 2009

Descoberto o aglomerado de galáxias mais distante da Terra

Recorde detonado
A imagem corresponde à situação do aglomerado de galáxias quando o Universo tinha apenas um quarto da idade que tem hoje. [Imagem: NASA/CXC/INAF/S.Andreon et al. Optical: DSS; ESO/VLT.]

Cientistas anunciaram a descoberta do mais distante aglomerado de galáxias conhecido até hoje, localizado a 10,2 bilhões de anos-luz da Terra. A observação agora realizada retrata a situação do aglomerado de galáxias quando o Universo tinha apenas um quarto da idade que tem hoje. O aglomerado de galáxias, batizado de JKCS041, bate o recorde anterior em mais de um bilhão de anos. A imagem foi composta pela junção de dados coletados pelo Telescópio Chandra, que observa o Universo na frequência dos raios X do universo, telescópios de infravermelho e telescópios ópticos.

Aglomerados de galáxias
Aglomerados de galáxias são os maiores objetos do Universo unidos gravitacionalmente. A descoberta de uma estrutura tão grande, existente em uma época tão distante no passado, pode fornecer informações importantes sobre como o Universo evoluiu. O JKCS041 foi encontrado naquilo que os cientistas consideram ser o limite onde possam existir aglomerados de galáxias, baseados no tempo necessário para sua formação. Desta forma, o estudo de suas características - como a composição, massa e temperatura - deverá revelar mais informações sobre como o Universo se formou. "Este objeto está próximo do limite de distância esperada para um aglomerado de galáxias", disse Stefano Andreon, do Instituto Nacional de Astrofísica (INAF), em Milão, Itália. "Nós não acreditamos que a gravidade possa ter trabalhado rápido o suficiente para fazer aglomerados de galáxias muito mais cedo."

Visão de raio X
Sem as observações de raios X, permanecia a possibilidade de que o JKCS041 fosse formado por galáxias distantes entre si, mas na mesma linha de visão, uma espécie de filamento comprido de galáxias e gases, visto de frente. A massa e a temperatura dos gases quentes detectados pelo Telescópio Chandra eliminaram essa possibilidade, confirmando tratar do mais antigo aglomerado de galáxias conhecido.
Fonte: http://ultimosegundo.ig.com.br/

22 de out de 2009

Estrelas Hipergigantes

Imagem artistítica de uma estrela hipergigante rodeada por um anel de poeiras (como R126 ou R66) e comparação das suas dimensões com as do nosso Sistema Solar (NASA/JPL-Caltech/SST).
Estrelas Hipergigantes: Atualmente são conhecidas apenas algumas estrelas deste tipo (cerca de sete na Nossa Galáxia e algumas outras nas Nuvens de Magalhães). As estrelas hipergigantes pertencem à classe 0. Embora sejam, em tamanho, superiores às supergigantes, a respectiva massa pode ser inferior à destas. Estrelas com massas superiores a aproximadamente 120 massas solares desafiam as teorias correntes de formação e evolução estelar. Este facto por si só revela o grande interesse que há no estudo deste tipo de estrelas.

Algumas hipergigantes conhecidas:
  
VY Canis Majoris – com um raio estimado entre 1800 e 2100 raios solares é no momento a maior estrela conhecida. Trata-se de uma hipergigante vermelha. Estudos recentes da sua luminosidade revelaram que emite muito mais no IV do que no visível (Humphreys 2006, astro-ph/0610433) sendo também vista como bem maior naquele comprimento de onda.

Rho Cas - é uma hipergigante amarela (classe espectral G2) visível a olho nu (ma=4.52). Ao analisar a documentação disponível verificamos que a distância não é consensual pois tinhamos valores desde os 8000 aos 12000 anos-luz. Isso acontece porque o erro associado à sua paralaxe é deveras grande (para uma paralaxe de 0.28 mas temos um erro de 0.58 mas!). Embora actualmente a sua magnitude aparente seja de 4.5 esta estrela é uma variável semi-regular com erupções em intervalos da ordem dos 50 anos (a última ocorreu em 2000-2001).

R126 e R66 -  são duas hipergigantes azuis recentemente observadas pelo telescópio espacial Spitzer na Grande Nuvem de Magalhães. Estas estrelas, cujo raio é da ordem do raio da órbita de Marte, estão rodeadas por um anel de poeiras (Kastner et al. 2006, Astrophysical Journal, vol. 638, p. L29).
 
Westerlund 1 -  é um enxame estelar especialmente rico em estrelas jovens de grande massa. Devido à grande extinção interestelar na sua direcção apenas foi detectado recentemente. Apenas as suas estrelas mais luminosas podem ser observadas. Entre elas temos hipergigantes azuis, amarelas e estrelas de Wolf-Rayet. Sendo um enxame denso, com estrelas de grande massa, seria de esperar a formação de um buraco negro de massa intermédia (>100 massas solares) em resultado das inevitáveis colisões entre estrelas. Observações com o Chandra, no entanto, revelaram não um buraco negro mas sim uma estrela de neutrões: CXO J164710.2-455216 com pulsações de período 10.6s.

LBV 1806-20 – é uma hipergigante azul situada na direcção do centro da Galáxia a uma distância provavelmente superior a 30000 anos-luz. Pensa-se ser a estrela mais luminosa conhecida (chegando, provavelmente, aos 40 milhões de vezes a luminosidade do Sol). A sua grandeza absoluta (de -15) é mais típica de enxames globulares (que contêm milhões de estrelas). A imensa extinção estelar da sua radiação visível está estimada em cerca de 30 magnitudes! Com uma massa estimada entre 130 e 200 massas solares esta estrela claramente ultrapassa o limite teórico para a formação estelar, o qual se situa nas 120 massas solares. No entanto, alguns estudos apontam para a possibilidade de esta ser um sistema binário ou menso um enxame de estrelas. Neste caso não teríamos violação dos modelos teóricos...

Pistol Star” – é uma hipergigante azul situada na direcção do centro da Galáxia. Possivelmente terá 150 vezes a massa do Sol sendo também um problema para modelos de formação estelar.
Fonte:Astronomy.com

21 de out de 2009

Monte Olimpo em Marte


Marte possui vulcões que estão atualmente inativos, a maioria localizada em duas regiões: Tharsis, uma região soerguida a uma altitude média de 10 km, perto do equador, e Elysium, nas planícies do hemisfério Norte. É na cúpula de Tharsis que se ergue o majestoso Monte Olimpo, ou Olympus Mons, o maior vulcão do Sistema Solar. Olympus Mons é classificado como um vulcão escudo. Tem uma base com 550 km de diâmetro, circundada por um despenhadeiro de 6 km de altura, e eleva-se a 24 km acima da planície que o rodeia, quase a direito, sem os seus lados inclinarem mais do que 10°. O cume do vulcão é uma complexa caldeira com cerca de 80 km de diâmetro e depressões de 2,4 a 2,8 km de profundidade, constituída por caldeiras encaixadas, formadas pelo desabamento sucessivo dos pavimentos ao longo das erupções.  Um pouco mais longe, uma rede de falhas rodeia o vulcão em quase todas as direcções criando uma auréola. A título de comparação, o maior vulcão terrestre é Mauna Loa, no Havai, também do tipo escudo, mas com uma base de 120 km e 9 km de altura.
Crédito: USGS/NASA.

Nebulosa planetária NGC 3132

Crédito: NASA & The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Esta imagem da nebulosa planetária NGC 3132, obtida pelo Hubble, foi colorida por forma traduzir as diferentes temperaturas do gás em expansão em torno da estrela central. A azul, temos o gás mais quente, confinado à região mais interna da nebulosa, enquanto que, a vermelho, temos o gás mais frio, na orla externa. Um conjunto de filamentos aparece bem patente na imagem, em particular, um grande filamento que parece atravessar a nebulosa. Estes filamentos são constituídos por poeira que se condensou a partir dos gases em expansão. As partículas de poeira são ricas em elementos como o carbono. NGC 3132 tem um diâmetro de cerca de 0,5 anos-luz e encontra-se a uma distância de aproximadamente 2000 anos-luz. É uma das nebulosas planetárias mais próximas do nosso Sistema Solar. Os gases que se encontram em expansão afastam-se da estrela central a uma velocidade de cerca de 15 km/s. No centro da nebulosa podemos ver 2 estrelas, uma brilhante e uma mais fraca. A estrela que produziu a nebulosa planetária é, na verdade, a mais fraca das duas.
Fonte:portaldoastronomo.org

Galáxia Com Anel Polar

Localizada a 130 milhões de anos-luz, NGC 4650A é uma das 100 galáxias contendo um anel polar que se conhecem. Esta estrutura não é ainda totalmente compreendida, mas pensa-se que resulta da colisão colossal de duas galáxias, há mais de mil milhões de anos. Os restos de uma das galáxias transformou-se no disco central interior (horizontal na imagem). O seu aspecto regular e liso indica que é um sistema denso, composto por estrelas velhas e vermelhas, e que contém pouco gás e poeira. A outra galáxia, de menor dimensão que a primeira, foi desfeita durante a fusão e os seus restos formaram um anel de poeira, gás e estrelas, que orbita o disco central perpendicularmente. É o anel polar (vertical na imagem). Condensações brilhantes de cor azulada são especialmente proeminentes nas zonas mais externas do anel polar, indicando regiões de estrelas jovens azuis, nascidas após o desastre galáctico. O anel polar não se encontra exactamente no plano vertical, mas apresenta um elevado grau de distorção.
Fonte: www.nasa.gov  

Colisão galáctica - NGC 2207 e IC 2163

                                                           Crédito: NASA, The Hubble Heritage Team, STScI, AURA.
A galáxia da esquerda designa-se por NGC 2207 e a mais pequena, visível do lado direito, tem o nome de IC 2163. Enormes forças de maré provocadas pela galáxia maior estão a distorcer e a fragmentar a galáxia mais pequena. Simulações mostraram que IC 2163 se está a deslocar em sentido contrário ao dos ponteiros do relógio em torno de NGC 2207, tendo a aproximação máxima entre as duas galáxias ocorrido há cerca de 40 milhões de anos atrás. Contudo, IC 2163 não tem energia suficiente para se libertar da atracção gravitacional da sua companheira, pelo que se encontra condenada a ser puxada novamente e a passar mais uma vez pela galáxia maior no futuro. Na imagem são ainda visíveis zonas escuras de poeira correspondentes a zonas de maior densidade resultantes da compressão do gás e da poeira aquando da passagem de uma galáxia pela outra. Estas zonas são propícias para a formação de novas estrelas. Presas através da sua atracção mútua, estas galáxias continuarão a distorcerem-se uma à outra, vindo a constituir, eventualmente, daqui a alguns milhões de anos, uma galáxia única.
Fonte: Portal do Astronomo

Anel de estrelas jovens na galáxia NGC 4314

Esta imagem obtida pelo Telescópio Espacial Hubble (HST) mostra um anel de estrelas jovens recentemente formadas em torno do núcleo da galáxia espiral-barrada NGC 4314. Esta galáxia tem milhares de milhões de anos de idade, mas nos últimos milhões de anos a sua aparência tem mudado tremendamente. Esta mudança revela-se pela formação e desenvolvimento de um anel de estrelas jovens dispostas em torno do núcleo da galáxia. Esta região central, aqui vista através desta imagem do HST, é como uma pequena galáxia espiral, possuindo faixas de poeira e braços espirais. Desconhece-se o que terá dado origem a este anel de formação de estrelas.
Fonte:NASA/APOD

Mancha de Vênus pode ser vulcão

Erupção no planeta onde há mais de 1 milhão de vulcões é captada por especialistas
Fred Taylor, um dos principais especialistas em Vênus da University of Oxford, relatou que a misteriosa mancha branca que apareceu no planeta pode ser uma pluma vulcânica. O fato, observado pela primeira vez por Frank Melillo, astrônomo amador de Holtsville, Nova York, em 19 de julho, foi confirmado por imagens recentes obtidas com a sonda européia Venus Express, que está orbitando o planeta.Taylor ainda não sabia da notícia, mas imediatamente sugeriu que essa mancha poderia indicar uma erupção vulcânica no planeta, que é chamado de ‘gêmeo maligno’ da Terra. Algumas pessoas sugeriram que a posição da mancha ─ aproximadamente a 50º sul ─ estava fora da região de atividade vulcânica de Vênus. Mas Taylor acredita que os vulcões são encontrados em qualquer lugar do planeta e pode haver 1 milhão deles em Vênus. Depois dessa conversa, Taylor analisou algumas imagens obtidas com a Venus Express antes da nova descoberta, que também mostram regiões brilhantes próximas dessa latitude sul. Segundo ele, essas regiões seriam ainda mais brilhantes se observadas mais perto das bordas do planeta. Ele também analisou o fenômeno com outros membros da equipe da Venus Express. Dmitry Titov, do Instituto Max Planck, na Alemanha, observou que a mancha havia sido registrada pela sonda em 19 de julho. Além disso, avaliou o fenômeno como cerca de 30% mais brilhante que outras nuvens luminosas vistas naquela latitude, claramente um aspecto isolado e não uma extensão do brilho da calota polar. Cientistas planetários avaliam que Vênus pode ter abrigado oceanos e ter sido muito parecido com a Terra; com oceanos, mas alguma coisa deixou o clima do planeta fora de controle e o transformou no inferno que é hoje.
Na figura acima imagem da Venus Express mostra outro ponto brilhante em uma latitude similar à da mancha branca, obtida muito antes da nova descoberta.

Fonte: NASA

Nebulosa planetária NGC 6543

Crédito: NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team (STScI / (AURA)
Esta nebulosa planetária está situada a cerca de 3300 anos-luz de nós, na constelação Draco. Ela é uma das mais complexas nebulosas planetárias que conhecemos até hoje apresentando uma estrutura que engloba nós, jatos e arcos resistentes que até hoje não foram inteiramente compreendidos pelos astrônomos. Essas estruturas gasosas complexas em geral são criadas quando a estrela que cria a nebulosa planetária pertence anteriormente a um sistema binário de estrelas. No caso da nebulosa planetária NHC 6543 ainda não existe evidência que a estrela que deu origem a ela pertecesse a um sistema estelar binário.

Nebulosa planetária SuWt 2


Localizada a cerca de 6500 anos-luz da Terra,na constelação Centaurus, a nebulosa planetária SuWt 2 consiste de anel de gás brilhante quase visto de borda em relação a nós. A imagem nos mostra uma estrutura brilhante, com a forma de um anel, que se apresenta em torno de uma estrela brilhante central. Essa estrela central é na verdade um sistema estelar binário com estrelas muito próximas uma da outra. As duas estrelas giram uma em torno da outra em apenas 5 dias. A interação entre esse sistema binário e a estrela mais massiva que deu origem a essa nebulosa planetária é que formou essa estrutura em forma de anel. Até hoje os astrônomos não conseguiram localizar essa estrela de maior massa.
Related Posts Plugin for WordPress, Blogger...