30 de jul de 2010

Fim do planeta Terra

O fim do planeta Terra refere-se a teorias em que a Terra deixa de existir completamente como planeta ou torna-se inabitável para a vida. De acordo com astrônomos, a Terra deverá durar por pelo menos mais 5 bilhões (5 × 109) de anos antes do sol tornar-se uma gigante vermelha. Devido à perda de massa do sol, a Terra sairá de sua órbita, distanciando-se do mesmo. O imenso calor evaporará os oceanos, transformando a Terra num deserto poeirento, bastante parecido com o planeta Marte mas com um clima semelhante ao de Vênus. O sol posteriormente se transformará numa anã branca, incapaz de fornecer uma quantidade mínima de calor necessária à manutenção da vida. linha do tempo da vida do SolOutros dizem que a atmosfera irá perder seu vapor d'água dentro de 1,1 bilhão (1,1 × 109) de anos, porque o sol se tornará 10% mais quente, e que os oceanos irão evaporar dentro de 3,5 bilhões (3,5 × 109) de anos, quando o sol estiver 40% mais quente. Em 3,5 bilhões (3,5 × 109) de anos, a galáxia de Andrômeda pode colidir com a nossa, podendo desorganizar alguns sistemas solares. Muitos cientistas, entretanto, acreditam que nosso Sistema Solar escapará ileso, embora exista uma chance de que ele seja ejetado da fusão das duas galáxias. Muitos cenários concordam que o último destino do universo subseqüentemente destruiria a Terra.
Fonte: Wikipédia

Sonho de construir estação espacial lunar está mais próximo da realidade

Cientistas descobriram que a água é abundante tanto no interior quanto fora da Lua. Ou seja, segundo os especialistas, isso melhora as nossas chances de estabelecer uma presença no satélite em longo prazo. A descoberta foi feita depois que investigadores americanos analisaram uma rocha de basalto subjacente a superfície da Lua, que se formou por fluxos de lava bilhões de anos atrás e foi trazida de volta a Terra pela missão Apollo 14 1971. Na verdade os cientistas encontraram evidências de íons hidróxido – moléculas com carga negativa idênticas às da água – mas ainda falta um átomo de hidrogênio. Usando um método de digitalização conhecido como espectrometria de massa de íons secundários, eles encontraram hidrogênio na forma de hidróxido, um parente químico próximo da água, em um mineral chamado apatita. Segundo os cientistas, se você aquecer a apatita, os íons vão se decompor e sair como água. A equipe da descoberta diz que ela fornece boas evidências para a presença de água no interior da Lua, de onde algumas rochas lunares foram derivadas. Isso demonstra uma relação química e geológica entre a Terra e a Lua maior do que a anteriormente conhecida. A presença de água na Lua poderia significar que um assentamento humano no satélite não é tão inverossímil. Atualmente, o esforço sairia muito caro – custa em torno de 50 mil reais para levar apenas um litro de água da Terra para lá. Mas se os cientistas desenvolverem processos para recuperar facilmente esta água das rochas lunares, e transformá-la em água potável e em combustível, um assentamento humano na lua não está fora de alcance.
Fonte: http://www.hypescience.com/

Buracos negros podem expor partículas exóticas de matéria escura

Os buracos negros não são muito famosos por revelarem segredos, mas cientistas acreditam que eles podem ajudar-nos a detectar partículas misteriosas muito difíceis de serem encontradas na Terra. Se as condições estiverem corretas, um buraco negro que esteja girando pode perder algumas partículas e, no processo, perder também um pouco do momento angular, causando um efeito conhecido como “superadiância”. Segundo Asimina Arvanitaki, pesquisadora da Universidade de Berkeley, nos Estados Unidos, esse efeito poderia ser usado para identificar partículas misteriosas como áxions. Os áxions, teoricamente, constituiriam a matéria escura – a força invisível que mantém as galáxias juntas. De acordo com cálculos dos cientistas um único áxion que fosse emitido por um buraco negro poderia ativar a emissão de mais áxions que formariam uma nuvem orbitando o buraco negro. Eventualmente a nuvem de áxions se tornaria tão densa que seria partida. Algumas partes dela seriam “consumidas” pelo buraco negro enquanto outras seriam expelidas, escapando do campo gravitacional do corpo celeste. E, para o buraco negro, o processo começaria novamente, mas com sua velocidade de giro sendo reduzida. Então as partículas poderiam ser detectadas pela observação de buracos negros cuja velocidade de giro esteja menor do que o normal. Os áxions seriam difíceis de serem detectados na Terra porque é praticamente impossível produzi-los. Para isso precisaríamos de uma estrutura muito maior do que o Grande Colisor de Hádrons e não temos espaço para tanto.
Fonte: http://www.hypescience.com/ 

Astrônomos encontram anã marrom em órbita de estrela semelhante ao Sol


A estrela principal do sistema, PZ Tel A, é uma versão mais jovem do Sol, com apenas 12 milhões de anos
Uma equipe internacional de astrônomos, usando Telescópio Gemini Sul, baseado no Chile, encontrou uma estrela anã marrom em uma órbita estreita ao redor de uma estrela semelhante ao Sol. Anãs marrons são astros maiores que planetas mas ainda incapazes de iniciar a fusão nuclear necessária para se tornarem estrelas normais. O que torna a descoberta especial, de acordo com seus autores, é a proximidade entre a anão marrom, com 36 vezes a massa de Júpiter, chamada PZ Tel B, e sua estrela primária, PZ Tel A. Elas são separadas por apenas 18 Unidades Astronômicas (UA), aproximadamente a mesma distância entre Urano e o Sol. A maioria das anãs marrons jovens e planetas encontrados por observação direta estão separados da estrela principal de seus sistemas por distâncias maiores que 50 UA, superior à que existe entre o Sol e Plutão. A estrela principal, PZ Tel A, é uma versão mais jovem do Sol, de massa semelhante mas com apenas 12 milhões de anos - o Sol tem quase 5 bilhões. Isso faz do sistema PZ Tel um laboratório importante para estudar os estágios iniciais da formação de um sistemas solares.
Fonte: ESTADÃO

Descobertos pares de planetas gigantes ligados entre si


Planetas maiores que Júpiter orbitam separados por uma distância menor que a entre a Terra e Marte
Centenas de planetas extrassolares já foram descobertos nos últimos 15 anos, a maioria deles mundos solitários orbitando suas estrelas em aparente isolamento. Novas observações, no entanto, mostraram que um terço dos sistemas contém dois ou mais planetas, mas distantes entre si. Agora, pesquisadores do Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech) descobriram dois ssitemas com pares de planetas gigantes presos num abraço orbital. Em um dos sistemas, o par planetário gira em torno da estrela moribunda HD 200964, localizada a cerca de 223 anos-luz da Terra, a dança gravitacional dos planetas é mais apertada que em qualquer outro par já visto. "Este par veio num pacote surpresa", disse o líder do estudo, John A. Johnson, em nota. "Um sistema planetário com gigantes tão próximos seria destruído rapidamente se os planetas não estivessem fazendo uma dança nem sincronizada. É um enigma como os planetas acharam o ritmo", acrescenta Eric Ford, da Universidade da Flórida. Artigo assinado por Johnson, Ford e colegas sobre a intrigante mecânica orbital dos planetas será publicado no periódico Astronomical Journal. Todos os quatro exoplanetas recém-descobertos são gigantes gasosos com mais massa que Júpiter, e como a maioria dos planetas já descobertos fora do Sistema Solar, foram encontrados medindo-se o deslocamento que causam na estrela central de seus sistemas. A distância entre os planetas orbitando HD 200964 pode chegar a 0,35 Unidade Astronômica, comparável à distância que separa a Terra de Marte. Os planetas em órbita da segunda estrela estudada, 24 Sextanis, a 244 anos-luz da Terra, estão a 0,75 Unidade Astronômica, ou cerca de 100 milhões de quilômetros. Em comparação, Júpiter e saturno nunca estão a menos de 500 milhões de quilômetros um do outro. Por causa de suas grandes massas e pequena distância, cada um dos planetas exerce uma profunda influência gravitacional em seu parceiro. A atração entre os planetas de HD 200964, por exemplo, é 700 vezes maior que o que existe entre a Terra e a Lua. Os pares se mantém estáveis porque suas órbitas se encontram em ressonância. Quando planetas entram em ressonância, seus períodos orbitais se relacionam em uma razão de pequenos números inteiros. Numa ressonância 2:1, por exemplo, o planeta mais externo do par completa uma volta em torno da estrela no mesmo tempo em que o interior completa duas. Os planetas de 24 Sextanis estão presos numa ressonância 2:1, que é o padrão mais comum e estável. Já os de HD 200964 estão num padrão 4:3.
Fonte: ESTADÃO

29 de jul de 2010

Os Olhos do Aglomerado de Virgem

O Aglomerado de Galáxias de Virgem localiza-se em uma corrente de galáxias conhecida como Cadeia de Markarian a aproximadamente 50 milhões de anos-luz de distância da Terra. Proeminentes na Cadeia de Markarian são essas duas galáxias que estão interagindo nessa imagem, chamadas de NGC 4438 (a esquerda) e a NGC 4435, também conhecidas como Os Olhos. Nessa impressionante imagem de campo profundo do universo também se inclui muitas outras galáxias distantes como pano de fundo. Essas duas galáxias parecem estar separadas por uma distância de 100000 anos-luz nessa imagem de detalhe, mas acredita-se que num passado cósmico a distância entre elas foi somente de 16000 anos-luz. Forças gravitacionais resultantes desse encontro têm retirado estrelas, gás e poeira. A NGC 4438, a galáxia mais massiva tem gerenciado a captura desse material após a colisão, enquanto que o material da menor, a NGC 4435 facilmente se perdeu nas profundezas do universo.

Carl Sagan

Carl Edward Sagan (Nova Iorque, 9 de novembro de 1934 — Seattle, 20 de dezembro de 1996) foi um cientista e astrônomo dos Estados Unidos.
Em 1960, obteve o título de doutor pela Universidade de Chicago. Dedicou-se à pesquisa e à divulgação da astronomia, como também ao estudo da chamada exobiologia. Morreu aos 62 anos, de Câncer, no Centro de Pesquisas do Câncer Fred Hutchinson, depois de uma batalha de dois anos com uma rara e grave doença na medula óssea (mielodisplasia).
Obra
Com sua formação multidisciplinar, Sagan foi o autor de obras como Cosmos (que foi transformado em uma premiada série de televisão), Os Dragões do Éden (pelo qual Carl Sagan recebeu o prêmio Pulitzer de Literatura), O Romance da Ciência, Pálido Ponto Azul e O Mundo Assombrado Pelos Demônios: A Ciência Como Uma Vela No Escuro.
Escreveu ainda o romance de ficção científica Contato, obra que foi inclusive levada para as telas de cinema, posterior a sua morte. A última obra do autor, Bilhões e Bilhões, foi publicada postumamente por sua esposa e colaboradora Ann Druyan e consiste, fundamentalmente, numa compilação de artigos inéditos escritos por Sagan, tendo um capítulo sido escrito por Sagan enquanto se encontrava no hospital. Recentemente foi publicado no Brasil mais um livro sobre Sagan Variedades da experiência Científica - Uma visão pessoal da busca por Deus, que é uma coletânea de suas palestras sobre teologia natural. Isaac Asimov descreveu Sagan como uma das duas pessoas que ele já encontrou cujo intelecto ultrapassa a dele próprio. O outro, disse ele, foi o cientista de computadores e perito em inteligência artificial Marvin Minsky.
Foi professor de astronomia e ciências espaciais na Cornell University e professor visitante no Laboratório de Propulsão a Jato do Instituto de Tecnologia da Califórnia. Criou a Sociedade Planetária e promoveu o SETI.

Trabalho Científico

Sagan e o modelo Viking enviado a Marte.
Sagan e o modelo Viking enviado a Marte.Carl Sagan teve um papel significativo no programa espacial americano desde o seu início. Foi consultor e conselheiro da NASA desde os anos 1950, trabalhou com os astronautas do Projeto Apollo antes de suas idas à Lua, e chefiou os projetos da Mariner e Viking, pioneiras na exploração do sistema solar que permitiram obter importantes informações sobre Vênus e Marte. Participou também das missões Voyager e da sonda Galileu. Foi decisivo na explicação do efeito estufa em Vênus e o descobrimento das altas temperaturas do planeta, na explicação das mudanças sazonais da atmosfera de Marte e na descoberta das moléculas orgânicas em Titã, satélite de Saturno.

Premiações

Recebeu diversos prêmios e homenagens de diversos centros de pesquisas e entidades ligadas à astronomia, inclusive o maior prêmio científico das Américas, o prêmio da Academia Nacional de Ciências (no caso, o Public Welfare Medal). Recebeu também 22 títulos honoris causa de universidades americanas, medalhas da NASA por Excepcionais Feitos Científicos, por Feitos no Programa Apollo e duas vezes a Distinção por Serviços Públicos. O Prêmio de Astronáutica Jonh F.Kennedy da Sociedade Astronáutica Norte-Americana. O Prêmio de Beneficência Pública por “distintas contribuições para o bem estar da humanidade”. Medalha Tsiolkovsky da Federação Cosmonáutica Soviética. O Prêmio Masursky da Sociedade Astronômica Norte-Americana. O prêmio Pulitzer de literatura, em 1978, por seu livro Os Dragões do Éden e o prêmio Emmy, por sua série Cosmos. Em homenagem, o asteróide 2709 Sagan leva hoje seu nome.

Carl Sagan por Ann Druyan

No décimo aniversário do falecimento de Carl Sagan, esta nota foi publicada em seu site oficial:

É provável que, se você veio aqui para se juntar a mim em um ato de recordação neste décimo aniversário da morte de Carl, você já conheça bem as numerosas realizações científicas e culturais do homem. É provável que você saiba que ele desempenhou um papel principal na exploração de nosso sistema solar, que ele acrescentou algo a nosso conhecimento das atmosferas de Vênus, Marte e Terra, que ele abriu caminho a novos ramos de investigação científica, que ele atraiu mais pessoas ao empreendimento científico que talvez qualquer outro ser humano e que ele era um cidadão consciencioso tanto da Terra como do cosmo. Talvez você seja um de muitos que foi levemente empurrado a uma trajetória de vida diferente pela atração gravitacional de algo que ele disse ou escreveu ou sonhou. Em minha estimativa parcial, ele era uma figura histórica mundial que nos incentivou a deixar a espiritualidade geocêntrica, narcisista, “sobrenatural” de nossa infância e abraçar a vastidão — amadurecer ao tomar as revelações da revolução científica moderna de coração.
Créditos:Wikipédia, a enciclopédia livre.

Novas descobertas supreendentes sobre o Sol

Rápida ficha técnica sobre o super astro que nos mantém vivos: está no centro do sistema que leva seu nome, seu diâmetro é de 1.392.000 km (quase 110 vezes maior que a Terra), sua massa é de 2 × 1030 quilos (cerca de 330 mil vezes mais pesado que o nosso planeta), a temperatura da superfície é de 5500 graus centígrados e a luz demora 8 minutos e 19 segundos para chegar de lá até aqui. Apesar de nem sempre termos esses números na ponta da língua, todos sabem que o Sol é muito grande, muito quente e muito distante daqui. Mas cientistas do Instituto de Astrofísica das Ilhas Canárias ainda estão descobrindo novos fatos escondidos sob a fachada flamejante da nossa grande estrela. Um dos enigmas que ainda divide os cientistas diz respeito à composição do Sol. Até pouco tempo atrás, a ideia seguinte era quase uma unanimidade: no núcleo do Sol, átomos de Hidrogênio se fundem e formam cerca de 75% da massa, dando origem a elementos mais pesados, tais como Hélio, principalmente, mas também Carbono, Nitrogênio e Oxigênio, além de expelir energia para a superfície. Pesquisas recentes, no entanto, indicam que existe muito menos desses outros elementos do que se pensava. O fato de a composição química do Sol ser diferente daquela que os cientistas tiveram em mente até hoje pode ser um divisor de águas na Astronomia, porque muda o modo como se estudam as estrelas em geral.
A atmosfera solar está sendo minuciosamente estudada. Devido à quantidade de dados oriundos de diferentes centros de pesquisa, ainda vai levar um tempo para que a comunidade científica chegue a um consenso, afinal, sobre o quanto há de Hidrogênio e de ouros elementos na composição do Sol. Mas o fato é que o assunto está em evidência. No final da década de 1850, os cientistas descobriram que existem, nos raios solares, certas linhas escuras. Desde então, se sabe que essas linhas escuras representam a presença de determinados elementos na atmosfera Solar, já que absorvem a radiação que deveria chegar até nós. Assim, quanto maior for a faixa negra no raio de sol, maior a quantidade de tal elemento. O desafio, então, é saber de qual elemento se trata. Durante milhões de anos, a fusão do Hidrogênio no núcleo solar converte parte desse hidrogênio em hélio, e depois em elementos mais pesados, chamados pelos astrônomos de “metais”, embora alguns sejam gases, como Oxigênio e Nitrogênio. A porcentagem desses “metais” na composição total, que nos anos 90 foi concebida pelos cientistas como sendo de 2% do total do Sol, está sendo colocada em dúvida.

A partir de novos testes a partir dessas linhas escuras, os cientistas estão chegando à conclusão que a proporção dos “metais” é 40% menor do que se pensava. Assim, todos os elementos além de Hidrogênio e Hélio formam apenas 1,4% da composição solar. Pouco se conhece sobre a maneira como o Sol é formado. Os modelos anteriores dividem o Sol em camadas, assim como a Terra, em que é possível ver as divisões. Este modelo, no entanto, está sendo considerado muito simplório pela nova astronomia, que considera que há transferências constantes de massa e energia de camadas externas para as internas, e vice-versa. Isso torna essa divisão mais complexa, e dá origem a um modelo tridimensional do Sol. Outros indicadores estão sendo utilizados nos novos estudos. Um deles é o das ondas sonoras, que são emitidas graças a turbulências provocadas pelo Hélio. São espécies de “terremotos” na superfície solar, que também passam dados importantes aos astrônomos. O Sol passa a ser estudado com mais cuidado, mas ainda não se sabe exatamente o quanto do que for descoberto sobre ele também pode ser aplicado às demais estrelas da Via Láctea.
Fonte: http://www.hypescience.com/ 

Omega Centauri

                            Omega Centauri, um grande aglomerado globular na constelação de Centaurus.
Omega Centauri ou NGC 5139 é um aglomerado globular situado na constelação de Centaurus. Foi descoberto por Edmond Halley em 1677. Omega Centauri tinha sido incluído no catálogo de Ptolomeu 2000 anos atrás como uma estrela. Lacaille incluiu-a no seu catálogo como número I.5. O astrônomo inglês John William Herschel foi o primeiro a reconhecer como um aglomerado globular em 1830. Este aglomerado orbita nossa galáxia, a Via Láctea, sendo a maior e mais brilhante dos aglomerados globulares que a orbitam. É um dos poucos que pode ser visto a olho nu. Omega Centauri está a cerca de 15.800 anos-luz (4,85 kpc) da Terra e contém vários milhões de estrelas de População II.

As estrelas de seu centro são tão interligadas entre si que acreditava estarem apenas 0,1 anos luz umas das outras. Sua idade estimada é de cerca de 12 bilhões de anos. Apesar de não ser uma estrela na constelação, recebeu uma designação de Bayer, a ω. Uma característica que o distingue de outros aglomerados globulares em nossa galáxia que contém estrelas de diferentes gerações. Por isso, é especulado que Omega Centauri pode ser o núcleo remanescente de uma galáxia anã que foi satélite da nossa Via Láctea. Esta galáxia teria um tamanho centenas de vezes superior ao atual Omega Centauri e foi fragmentada e absorvida pela nossa galáxia. A química e a dinâmica de Omega Centauri são consistentes com essa hipótese.
Relatado em 1º de abril de 2008, a questão do Astrophysical Journal, astrônomos alegaram ter encontrado indícios de um buraco negro de massa intermediária no centro do Omega Centauri. As observações foram feitas com o Telescópio Espacial Hubble e o Observatório Gemini, em Cerro Pachon, no Chile. O Advanced Camera for Surveys (ACS) do Hubble mostrou como as estrelas estão acumuladas até perto do centro de Omega Centauri, como pode ser visto no aumento gradual na luz das estrelas perto do centro. Medindo a velocidade das estrelas rodando perto do centro do aglomerado com o Observatório Gemini, os astrônomos descobriram que as estrelas mais próximas do núcleo estão se movendo mais rapidamente do que as estrelas mais distantes.

A medida implica que alguma matéria invisível está no centro puxando as estrelas perto dela. Comparando estes resultados com os modelos, os astrônomos determinaram que a causa mais provável é a atração gravitacional de um maciço, denso objeto. Eles também utilizaram modelos para calcular a massa do buraco negro. Como Mayall II, um aglomerado globular que orbita a galáxia de Andrômeda, Omega Centauri possui uma faixa de metalicidades e de idades estelares sugerindo que não foi formada de uma só vez (como é normal em aglomerados globulares). Muitas das estrelas que formam Omega Centauri fazem pensar que é o núcleo remanescente da antiga galáxia anã que foi capturada pela Via Láctea.
Fonte:Wikipédia

Mayall II

Mayall II (M31 G1) também conhecido como NGC-224-G1, SKHB 1, GSC 2788:2139, HBK 0-1 ou Aglomerado de Andrômeda é um aglomerado globular em M31, a Galáxia de Andrômeda. Está localizado a 170.000 anos-luz do centro da Galáxia de Andrômeda, é o mais brilhante (magnitude absoluta) aglomerado globular no Grupo Local, tendo uma magnitude aparente de 13.7. G1 é consideravelmente mais massvio que Omega Centauri. Apenas em sua distribuição de metalicidade, indicado nas gerações de estrelas mútiplas e longos períodos de criação estelar, é atualmente considerada um remanescente de uma galáxia anã consumida por Andrômeda. Mayall II nomeado com o nome de Nicholas U. Mayall, que descobriu juntamente com O. J. Eggen, em 1953.SKHB 1 está nomeado por Wallace L. W. Sargent, C.T. Kowal, F.D.A. Hartwick e Sidney van den Bergh. Foi nomeado também como G1 em 1977. HBK 0-1 foi nomeado por J.P. Huchra, J.P. Brodie, e S.M. Kent em 1991.
Uma imagem do Telescópio Hubble de Mayall I
Créditos:Wikipédia, a enciclopédia livre.

28 de jul de 2010

A Supernova de Tycho de 1572

supernova de Tycho
A supernova de Tycho, o círculo vermelho visível no canto superior esquerdo da imagem aqui reproduzida é a SN 1572 e é na verdade a parte remanescente de uma explosão estelar nomeada em homenagem ao astrônomo Tycho Brahe, embora ele não tenha sido a única pessoa a observar e registrar a supernova. Quando a supernova apareceu pela primeira vez em Novembro de 1572, ela era tão brilhante quanto Vênus e podia ser vista até mesmo de dia. Nos dois anos seguintes, a supernova foi se apagando até que não podia mais ser vista a olho nu. Nos anos de 1950, os remanescentes da supernova podiam ser vistos novamente com a ajuda de telescópios. Quando a estrela explodiu, ela enviou uma onda de de material que a envolvia esculpindo assim o gás e a poeira interestelar a medida que a onda avançava, como se fosse um trator arando a terra. A onda de choque em expansão viajou até as imediações e refletiu retornando outra onda de choque que chegou nas partes remanescentes da estrela. Observações prévias do Telescópio Espacial Spitzer da NASA indicam que a natureza da luz que o instrumento WISE observa da remanescente da supernova é a emissão de poeira aquecida pela onda de choque. A direita da supernova está a nebulosa de formação de estrelas de gás e poeira denominada S175. Essa nuvem de material está localizada a 3500 anos-luz de distância da Terra e tem 35 anos-luz de comprimento. Ela é aquecida pela radiação das estrelas jovens e quentes localizadas no seu interior, a poeira dentro da nuvem também irradia no infravermelho.

ESO divulga imagens de estrela brilhante WR 22

                                              A estrela WR 22 ao centro se destaca na nebulosa Carina. Crédito: ESO

Uma nova imagem espetacular capturada pelo dispositivo Wide Field Imager do ESO, instalado no Observatório de La Silla, Chile, exibe detalhes de uma estrela brilhante, violenta e incomum, a WR 22, bem como a sua belíssima vizinhança. A WR 22 é uma estrela muito quente que se encontra a expulsar suas camadas externas para o espaço a uma taxa dezenas de milhões de vezes mais violenta que o nosso Sol produz através do vento solar.

Esta estrela reside na região exterior da Nebulosa Carina, onde nasceu. As estrelas de grande massa vivem depressa e morrem rapidamente em supernovas espetaculares. Antes disto, ao final de sua vida, estes faróis estelares emitem uma radiação tão intensa que ejetam sua atmosfera para o espaço milhões de vezes mais rápido que as estrelas relativamente calmas, como é o caso do nosso Sol. Estas estrelas terminais raras, muito quentes e de grande massa são conhecidas como estrelas Wolf-Rayet, nomeadas pelos dois astrônomos franceses que primeiro as identificaram em meados do século XIX.

Uma das estrelas de Wolf-Rayet de maior massa já observada é a WR 22. Esta estrela aparece no centro da imagem acima que foi composta por diversas outras construídas com os filtros vermelho, verde e azul do instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, situado no Observatório de La Silla, Chile. WR 22 faz parte de um sistema binário e a sua massa foi estimada em pelo menos 70 vezes a massa do Sol. WR 22 situa-se na constelação austral de Carina, a quilha do navio Argo de Jason, na mitologia grega.

Embora a estrela esteja a mais de 5.000 anos-luz de distância da Terra, é tão brilhante que pode ser observada a olho nu, se dispusermos de boas condições de observação. WR 22 é uma das estrelas excepcionalmente brilhantes associadas à esfuziante Nebulosa de Carina (também conhecida como NGC 3372) e a zona exterior desta imensa região de formação estelar situada no sul da Via Láctea forma o pano de fundo multicor desta imagem.

As cores sutis da rica tapeçaria de fundo são o resultado das interações entre a intensa radiação ultravioleta emitida pelas estrelas quentes de grande massa, incluindo a WR 22, e as vastas nuvens de gás, essencialmente hidrogênio, a partir das quais as estrelas se formaram. A zona central deste enorme complexo de gás e poeira situa-se no lado esquerdo da imagem e pode ser visto na imagem eso1031b. Esta zona inclui a estrela Eta Carinae que foi abordada em artigo anterior do ESO em 2009 (eso0905).

27 de jul de 2010

Vela A

Novas estrelas estão se formando dentro dessa nuvem gigante de gás e poeira como vista através da luz infravermelha da Wide-field Infrared Survey Explorer ou WISE da NASA. Esparramando-se pela constelação da Vela essa estrutura é um complexo de densas nuvens negras de gás e poeira dificultando a sua detecção com telescópios tradicionais que só são capazes de registrar a luz visível. Esse complexo é chamado de Vela Molecular Cloud Ridge. Essa cadeia pode formar parte da borda do braço espiral de Orion da Via Láctea. Os astrônomos mapearam essa região em ondas de rádio no final dos anos de 1980 e encontraram quatro distintas regiões de gás mais denso chamadas de A, B, C e D. Essa imagem mostra a primeira região denominada Vela A. Vela A, está localizada a aproximadamente 3300 anos-luz de distância. Essa imagem da Vela A cobre uma área no céu equivalente a 4.5 luas cheias de largura por 3 luas cheias de altura, se espalhando por aproximadamente 130 anos-luz no espaço. A região central da nuvem está sendo escavada pela radiação e ventos provenientes de estrelas jovens e quentes. A energia dessas estrelas é absorvida então pela poeira ao redor. Desse modo essas estrelas se tornam invisíveis para a luz visível, mas a poeira aquecida brilha no comprimento do infravermelho (visto aqui em verde e vermelho). Espalhando-se ao redor da Vela A estão alguns grupos de fontes de radiação que aparecem em vermelho nessa imagem, e não possuem nenhuma pista em luz visível. Então é possível que esses sejam Objetos Estelares Jovens, que são estrelas na sua infância envolvidas na poeira original. A luz infravermelha observada a partir dessas estrelas muito jovens, não vêem diretamente das estrelas, mas sim da poeira ao redor delas, que brilha à medida que as estrelas aquecem a poeira. Todos os quatro detectores infravermelhos a bordo da sonda WISE foram usados para construir esse mosaico. A representação de cores é: azul e ciano representam a luz infravermelha no comprimento de onda de 3.4 e 4.6 mícron, que é dominado pela luz proveniente das estrelas. As cores verdes e vermelhas representam os comprimentos de onda de 12 e 22 mícron, que são provenientes da luz vinda da poeira aquecida.

Vale Marineris – O Grand Canyon Marciano

O Vale Marineris se expande por um comprimento suficiente para ir desde Los Angeles até Nova York se ele fosse localizado na Terra. Nas figuras aqui reproduzidas o quadrado vermelho mostra um detalhe que possui 90 milhas de largura e mostra um sistema de cânions gigantes. Os canais e os detritos nas paredes dos cânions podem ser vistos com uma resolução de 100 m por pixel.
Uma câmera a bordo da sonda Mars Odyssey da NASA tem ajudado os cientistas a desenvolverem um mapa de Marte o mais preciso possível. Pesquisadores e o público podem acessar o mapa por meio de várias páginas na internet que disponibilizam as informações sO mapa foi construído usando aproximadamente 21000 imagens obtidas pela câmera Thermal Emission Imaging system ou THEMIS a bordo da Mars Odyssey. Pesquisadores na Arizona State University em Tempe em colaboração com o Laboratório de Propulsão a Jato, o JPL da NASA estão compilando as imagens para construção do mapa desde que a THEMIS começou a coletá-las oito anos atrás. As imagens foram suavizadas, ajustadas, combinadas e cartograficamente controladas para fazerem parte do mosaico gigante. Os usuários podem navegar pelas imagens, ampliá-las até detalhes de 100 metros. Esse mapa fornece a imagem em alta resolução mais detalhada do planeta vermelho construída até hoje.

Cometa P/2010 A2

O objeto P/2010 A2 foi descoberto pelo projeto de pesquisa chamado LINEAR em 6 de Jnaeiro de 2010. Observações de serviço feitas pelo ACAM e pelo Telescópio William Herschel em 21 de Janeiro de 2010 mostraram que o objeto apresentava um núcleo “asteroidal” separado da cauda de poeira. Devido a seus parâmetros orbitais e a sua aparência de cometa, o objeto foi classificado como um cometa do cinturão principal, ou seja, um asteróide ativo do cinturão principal de asteróides do sistema solar. A órbita do cometa P/2010 A2 é a mais próxima do Sol conhecida para esse tipo de objeto, com um semi eixo maior de 2.9 UA.
A modelagem da feição de poeira indica que o asteróide tornou-se ativo no final de Março de 2009 atingindo sua atividade máxima no início de Junho de 2009 com uma taxa de perda de poeira em massa igual a 5 kg/s e finalizou sua atividade em Dezembro de 2009. O tamanho das partículas ejetadas pelo cometa está entre 0.01 e 1 cm, com velocidades compatíveis a atividade de um cometa em sua distância heliocêntrica. O diâmetro do asteróide é de 220 ± 40 metros, e a sua cauda de poeira, equivale a 0.3% da massa do objeto. O evento que gerou esse objeto pode ter sido originado por uma colisão, embora as observações não possam confirmar isso, mas de qualquer modo os modelos indicam que o fato da atividade do objeto ter se mantido por oito meses pode ajudar as observações a explicar as origens ainda misteriosas.
O artigo original sobre esse objeto pode ser encontrado em: http://tecnoscience.squarespace.com/arquivo/cometa-p2010-a2/
Créditos:cienctec.com.br

Messier 76

“Nebulosa localizada no pé direito de Andrômeda…” assim começa a descrição do setuagésimo sexto objeto no catálogo de Nebulosas e Aglomerados Estelares de Charles Messier no século 18. De fato, a M76 é um dos objetos mais apagados da lista de Messier e é também conhecido com o nome popular de “Nebulosa do Pequeno Haltere”. Como a sua companheira mais brilhante a M27 (Nebulosa do Haltere) a M76 é reconhecida como uma nebulosa planetária – uma casca gasosa eliminada pela morte de uma estrela como o Sol. A nebulosa propriamente dita acredita-se tenha uma forma mais parecida com uma rosquinha, enquanto que a sua aparência de caixa da região central seja devido a sua posição em relação a Terra. O gás expande mais rapidamente longe da rosquinha, produzindo arcos apagados de material arremessado. O material mais apagado é enfatizado nessa imagem composta, destacado pela emissão de átomos de hidrogênio em laranja e pelos átomos de oxigênio coloridos de azul. A estrela que gerou a nebulosa pode ser observada próxima ao centro da forma de caixa. Essa nebulosa está localizada a uma distância entre 3 e 5 anos-luz e possui um diâmetro de 1 ano-luz.
Créditos: http://www.apod.nasa.gov/

Foto espacial: o maior asteróide já visitado por uma sonda

Essa foto mostra alguns dos asteróides já visitados por sondas lançadas pelos humanos. A maior “peça” da coleção é o asteróide 21 Lutetia, que foi visitado no começo do mês pela sonda Rosetta. A sonda tirou fotos que ajudariam os cientistas a entender a origem de Lutetia e o material de que o asteróide é feito – sabe-se que ele é enorme, mas não tem densidade o suficiente para que a gravidade o molde em forma esférica, como a Terra, então a sua composição ainda é desconhecida. Lutetia tem 100 km de comprimento e os cientistas acham que o asteróide se originou de uma colisão no início do sistema solar. A sonda Rosetta, agora, está indo em direção ao cometa Churyumov-Gerasimenko e deve chegar ao seu destino em 2014.

As Múltiplas Tonalidades da Galáxia Sombrero

Aqui uma imagem da famosa galáxia espiral Messier 104, também conhecida como Sombrero (o chapéu mexicano) devido a sua forma particular. A galáxia do Sombrero está localizada a uma distância aproximada de 50 milhões de anos-luz. A Messier 104 é o centésimo quarto objeto do famoso catálogo de nebulosas feito pelo astrônomo Charles Messier (1730 – 1817). Ela não foi incluída nas primeiras duas edições, a primeira com 45 objetos em 1774 e a segunda com 103 em 1781, mas logo em seguida Messier adicionou esse objeto ao seu catálogo com o comentário “uma nebulosa muito apagada”. A velocidade de recessão da galáxia é de aproximadamente 1000 km/s, foi medida pela primeira vez pelo astrônomo americano Vesto M. Slipher no Observatório de Lowell em 1912, ele também foi o primeiro a detectar a rotação da galáxia. Essa galáxia é facilmente notada por seu dominante bulbo nuclear, composto primariamente de estrelas maduras e seu disco praticamente de frente para a Terra composto de estrelas, gás e poeira estruturada. A complexidade dessa poeira e a alta resolução da imagem mostra claramente o bulbo central brilhante, mas revela também de forma evidente as linhas negras de absorção através do disco. Uma significante fração do disco galáctico é visível no lado mais distante da sua fonte. Um grande número de fontes pequenas e difusas podem ser vistas no halo da Messier 104. A maioria dessas fontes é aglomerados globulares, similares àqueles encontrado na Via Láctea. Essa imagem foi obtida com o instrumento chamado FORS1 acoplado ao observatório VLT em 30 de Janeiro de 2000. A imagem é uma composição de três exposições em diferentes comprimento de onda. O norte é para cima na imagem e o leste para a esquerda.

Dando Forma para a NGC 6188

Formas negras com bordas brilhantes tomam o seu caminho através da empoeirada NGC 6188 por dezenas de anos-luz de comprimento. A nebulosa de emissão é encontrada próximo da borda de uma outra região negra de nuvem molecular na constelação do céu do sul Ara, localizada a aproximadamente 4000 anos-luz de distância da Terra. Formadas nessa região a apenas alguns milhões de anos atrás, as estrelas jovens massivas da Ara 0B1 esculpem as fantásticas formas e fornecem energia para o brilho nebular com ventos estelares e com intensa radiação ultravioleta. A recente região de formação de estrelas foi por si só iniciada pelos ventos e por explosões de supernovas, geradas a partir de gerações anteriores de estrelas massivas, que varreram e comprimiram o gás molecular. Uma paleta de cores falsas do Hubble foi usada para criar essa imagem de alta definição e para mostrar a emissão de enxofre, hidrogênio e oxigênio em vermelho, verde e azul respectivamente. Na distância estimada da NGC 6188, a imagem compreende uma região de aproximadamente 200 anos-luz.

Estrelas Jovens na Nebulosa de Orion

A Nebulosa de Orion é o lugar onde as estrelas estão nascendo em uma taxa espetacular, como já foi escrito aqui inúmeras vezes, essa colônia de novas estrelas, quentes está bem retratada nessa imagem obtida pelo Telescópio Espacial Spitzer e divulgada hoje pela NASA. As jovens estrelas mergulham e ressurgem em brilho, desviando manchas quentes e frias na superfície causando mudanças de brilho em todos os níveis. Em adição a isso, o disco que envolve as estrelas e que pode formar planetas pode obscurecer parte da luz. O Spitzer está vasculhando as jovens estrelas, fornecendo assim aos pesquisadores dados que mostram as mudanças. As estrelas mais quentes na região estão no Aglomerado do Trapézio.
Essa imagem aqui reproduzida foi obtida pelo Spitzer depois que o líquido que resfria o Spitzer se esgotou em Maio de 2009 dando início assim à chamada fase quente da missão.
Fonte/Créditos:www.cienctec.com.br

26 de jul de 2010

Nuvem de Oort – Mistério Próximo da Solução

Muitos da maioria dos cometas bem conhecidos incluindo o Halley, o Hel-Bopp e mais recentemente o McNaught, podem ter nascido na órbita de outras estrelas, de acordo com a nova teoria lançada por uma equipe de astrônomos internacionais liderada pelo cientista da Southwest Research institute em Boulder, colorado, que usaram simulações computacionais para mostrar que o Sol pode ter capturado pequenos corpos de gelo de sua estrela irmã enquanto estava nascendo lá atrás no aglomerado estelar que o formou, criando assim um reservatório para os cometas que observamos hoje em dia.

Atualmente o Sol não possui nenhuma estrela companheira, porém acredita-se que ele tenha se formado em um aglomerado contendo centenas de estrelas próximas que estavam mergulhadas numa densa nuvem de gás. Durante esse período cada estrela gerou um grande número de pequenos cometas no disco onde os planetas se formaram. A maioria desses cometas foram gravitacionalmente expulsos de seus sistemas planetários originais devido a formação de planetas gigantes, tornando-se então membros pequenos e que flutuavam livremente nos aglomerados.

O aglomerado do Sol teve um final violento quando o gás foi soprado para fora pela jovem estrela quente. Os novos modelos mostram que o Sol de forma gravitacional capturou uma grande nuvem de cometas que foi dispensada pela nuvem. “Quando era jovem o Sol ele compartilhou muitos processos de ejeção e fusão de material com outras estrelas próximas. Processos esses que podemos observar atualmente em outras estrelas”, disse Dr. Hal Levison do Southwest Research Institute.  As evidências que apóiam o cenário desenvolvido pela equipe vêm da nuvem esférica de cometas conhecida como nuvem de Oort, que envolve o Sol, estendendo-se até a metade do caminho até a estrela mais próxima.

Normalmente assumia-se que essa nuvem foi formada a partir do disco protoplanetário do Sol. Contudo modelos detalhados mostram que cometas do sistema solar produzem uma nuvem muito mais “anêmica”do que a observada, o que sugere outra fonte para a geração dessa nuvem. “Se assumirmos que o disco protoplanetário do Sol observado pode ser usado para estimar a população da Nuvem de Oort, nós podemos concluir que mais de 90% dos cometas observados na Nuvem de Oort possuem uma origem extra solar”, disse Levinson. “A formação da Nuvem de Oort tem sido um mistério por mais de 60 anos e nós estamos trabalhando para provavelmente resolver esse problema”, diz Brasser.

Nebulosa do Casulo Oculta Estrela Gigantesca

A impressionante beleza da Nebulosa do Casulo está localizada a aproximadamente 4000 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação de Cygnus (O Cisne). Escondido dentro do Casulo existe o desenvolvimento de um recente aglomerado aberto de estrelas dominado por uma estrela massiva no centro da imagem que abre um buraco na nuvem molecular existente através do qual a maior parte do seu material flui. A mesma estrela, que foi formada a aproximadamente 100000 anos atrás, fornece a fonte de energia para a maior parte da luz emitida e refletida a partir dessa nebulosa.
Fontes: Cienctec

Teria o Universo 150 Bilhões de Anos?

Uma equipe de astrônomos Britânicos e Húngaros relatou que o universo é atravessado por no mínimo 13 “Grandes Paredes”, aparentemente rios de galáxias com 100 Mpc de comprimento em um domínio de sete bilhões de anos. Eles encontraram aglomerados de galáxias espaçados por distâncias de 600 milhões de anos-luz que atravessam um quarto do diâmetro do universo, ou aproximadamente sete bilhões de anos-luz. Para que essas enormes estruturas se formassem seriam necessários aproximadamente 150 bilhões de anos, com base na velocidade de movimento, se elas fossem produzidas pelo modelo cosmológico atual do Big Bang. A descoberta das Grandes Paredes de galáxias e dos aglomerados em filamentos de matéria galáctica tem trazido grande tristeza à noção que a matéria galáctica deveria estar uniformemente distribuída. Se o universo começou com o Big Bang há 13.7 bilhões de anos, o tamanho dessas estruturas de grande escala é frustrado, pois aparentemente não existiria tempo suficiente para que objetos tão massivos se formassem e se tornassem organizados. Está posta a polêmica.

Buraco Negro Sofre Rotação Duas Vezes

Um buraco negro gigante tem girado em torno de si mesmo duas vezes, forçando uma mudança na orientação do seu eixo de rotação, de acordo com novas evidências mostradas pelos dados coletados pelo Observatório de raios-X Chandra. Buracos negros podem ser ejetados de galáxias através de colisão ou interações entre duas galáxias, mas diferente desses chamados buracos negros recuados, o último alvo do Chandra tem permanecido estacionário, somente o seu eixo de rotação tem mudado de orientação. “Nós achamos que essa é a melhor evidência já vista para um buraco negro que tenha transladado ao redor como esse”, disse Edmund Hodges-Kluck da University of Maryland. “Nós não estamos exatamente certos sobre o que causou esse comportamento, mas provavelmente foi iniciado pela colisão entre duas galáxias”.
As observações só foram possíveis graças a exposição super longa de trinta horas do Chandra mirando a distante galáxia 4C +00.58 localizada a 780 milhões de anos-luz de distância. Redemoinhos de gás ao redor da boca do buraco negro supermassivo no vasto disco e o as linhas distorcidas do campo magnético forçaram que uma parte do material fosse ejetado em jatos de alta velocidade. Imagens de rádio da galáxia revelam um brilhante par de jatos. , um jato aponta da esquerda para a direita enquanto que o outro jato é praticamente perpendicular, elevando a galáxia a uma nova categoria das chamadas galáxias em forma de X. Quatro cavidades – regiões de emissões de raios-X mais baixas do que a média – localizam-se ao redor do buraco negro em dois pares. Um par localiza-se no topo direito e na base esquerda, enquanto que o outro par localiza-se na parte superior esquerda e na parte basal direita. Essa geometria até certo ponto bizarra conta como foi complicada a história de vida dessa galáxia. “Não somente uma, mas duas vezes, algo causou essa mudança no eixo de rotação do buraco negro”, diz Cristopher Reynolds, também da University of Maryland. A equipe pensava que originalmente, o eixo de rotação do buraco negro localizava-se ao longo da linha diagonal do topo direito para a base esquerda. Uma colisão com uma galáxia menor iniciou um jato a partir do buraco negro, varrendo para fora o gás e criando as cavidades visíveis no topo direito e na base esquerda. O gás que caiu em direção ao buraco negro não foi alinhado com o seu eixo, criando assim uma instabilidade que foi compensada por uma rápida alteração no seu eixo de rotação. Com os jatos então apontando do topo esquerdo para a base direita, mais duas cavidades se desenvolveram no gás na mesma direção. Como se isso não fosse suficiente o eixo de rotação então transladou ao redor da atual direção esquerda-direita, como conseqüência de duas fusões da galáxia com o buraco negro ou por um influxo de gás dentro do buraco negro. Uma evolução como essa já havia sido sugerida como sendo uma cadeia de eventos que estão por traz das características das rádio-galáxias em forma de X, mas esse estudo fornece a primeira evidência forte desse cenário. “Se nós estivermos corretos, nosso trabalho mostra que os jatos e as cavidades são como fósseis cósmicos que ajudaram a traçar a história de fusão de um buraco negro ativo e supermassivo e da galáxia onde ele vive”, disse Hodges-Kluck. “Se mesmo uma fração das rádio-galáxias em forma de X são produzidas por essas trocas de eixo, então suas freqüências são importantes para estimar a taxa de detecção com missões de radiação gravitacional”.
cienctec.com.br

Centaurus X-3


Centaurus X-3 (4U 1118-60) é um pulsar de raios-X com um período de 4,84 segundos. Foi o primeiro pulsar de raios-X de ser descoberto, e a terceira fonte de raios-X de ser descoberta na constelação Centaurus.

História

Centaurus X-3 foi primeiramente observado durante as experiências de cósmica de raios-X feita em 18 de maio de 1967. Estes primeiros raios-X espectro e localização medições foram realizados utilizando um foguete sounding . As medições de fontes de raio-x, incluindo uma variável na Fonte Centaurushodil G., Hans Mark, R. Rodrigues, F. Seward, CD Swift, WA Hiltner, George e Edward J. Mannery Wallerstein, Physical. Para 1971, novas observações foram realizadas com o Uhuru. Estas observações foram encontrados para pulsátil com um período médio de 4,84 segundos, com uma variação no período de 0,02 segundos. Mais tarde, tornou-se claro que o período que seguiu uma variação 2,09 dias curva em torno do sinusoidais 4,84 segundo período. Estas variações na hora de chegada dos pulsos foram atribuídas à efeito Doppler causado pelo movimento orbital da fonte, e foram, por conseguinte, elementos de prova para o binário natureza da Centaurus X-3.

 Sistema

Centaurus X-3 está localizado no plano galáctico cerca de 8 kiloparsecs de distância, no sentido da direcção do braço espiral de carina. Tem 20,5 massas solares e com um raio de 11,8 raios solares; o componente de raios-X é uma massa compacta de um Sol degenere objeto, sob a forma de uma rotativas magnetizadas estrela de nêutrons. A emissão de raios-X é alimentada pela acreção de matéria. O gás superlotados provavelmente faz um disco de acreção e, em última instância espirais para o interior e cai sobre a estrela de nêutrons, liberando uma enorme força gravitacional. A estrela de nêutrons é regularmente eclipsado pelo seu companheiro gigante cada 2,09 dias; estes regular de raios-X de eclipses passado aproximadamente 1 / 4 do período orbital. Há também esporádicos de raios-X off durações.
Fonte:Wikipédia

PSR J1748-2446ad

PSR J1748-2446ad é o mais rápido pulsar conhecido, a 716 Hz, sendo o período 0,00139595482 (6) segundos. O anterior recorde era detido por PSR B1937+21, descoberto em 1982, girando em 642 Hz. Este pulsar foi descoberto por Jason WT Hessels da Universidade McGill em 10 de novembro de 2004 e confirmada em 8 de janeiro de 2005. Cálculo assumem que a estrela de nêutrons contém um pouco menos do que duas vezes a massa do Sol, que é aproximadamente o mesmo para todos as estrelas de neutrons. O seu raio é limitado a ser inferior a 16 km. Na sua equador está girando em aproximadamente 24% da velocidade da luz, ou mais de 70000 km por segundo. O pulsar está localizada em um aglomerado globular de estrelas chamado Terzan 5, localizada cerca de 28000 anos-luz da Terra na constelação de Sagitário. Faz parte de um sistema binário e sofre eclipses regulares com um eclipse fração de cerca de 40%. Sua órbita é altamente circular com um período 26 horas e um raio de 4-5 terra raios. O outro objectivo é de cerca de 0,14 massas solares, com um raio de 5-6 raios solares. Hessels afirma que o companheiro pode ser um "avançadas-seqüência principal estrela, possivelmente ainda enche seu o lóbo de rocha ". Hessels passa a especular que a partir da radiação gravitacional pulsar podem ser detectados por LIGO.
Créditos:Wikipédia.org

23 de jul de 2010

À Descoberta dos Pulsares


Em Julho de 1967 Jocelyn Bell, uma jovem aluna pós graduada, estudava, no Observatório Astronómico de Cambridge, as gravações referentes a um trabalho destinado originalmente à investigação de quasares. Foi então que esta reparou no que parecia ser uma cintilação rápida envolvendo uma fonte fraca. O que causou algumas suspeitas foi o facto da cintilação estar a ocorrer a meio da noite, altura em que as cintilações são pouco frequentes. Além disso, o sinal estava só presente numa fracção do tempo necessário para o feixe de recepção da antena passar pela fonte no céu. Se o sinal tivesse aparecido uma só vez seria, seguramente, causado por uma interferência. No entanto, em Setembro o sinal já tinha aparecido seis vezes. A constância na posição dos sinais mostrou que os sinais vinham, provavelmente, de um corpo celeste. Depois de desaparecer por seis semanas o sinal reapareceu. Gravações de alta velocidade começaram então a revelar que os sinais vinham segundo uma sucessão regular de pulsos com apenas um segundo de intervalo. Nenhum objecto celeste, conhecido na altura, emitia sinais com aquelas características!

Porque não foram descobertos antes:

Uma das questões mais intrigantes sobre estes sinais foi o porquê do sinal não ter sido detectado antes. A resposta prende-se com o facto de não só o sinal ser muito fraco mas também pela energia deste decrescer nos comprimentos de onda usados pela maior parte dos astrónomos - que variam desde poucos centímetros a um metro. Para detectar o sinal não só era necessário um rádio telescópio operando com comprimentos de onda de alguns metros, mas também que as observações das mesmas áreas do céu fossem repetidas com um sistema de gravação rápido o suficiente para registar os pulsos. Todas estas características estavam reunidas no rádio telescópio de Cambridge.

Características do sinal:

Os sinais apareciam como sucessões regulares de pulsos com intervalos de 1s e com duração de 10 a 20 milisegundos, o que indicava que o objecto não poderia ter mais que algumas centenas de quilómetros de raio, visto que a fonte não pode emitir um pulso num tempo inferior ao necessário para a luz a atravessar. Outra curiosa característica do sinal era o facto de cada pulso ter um comprimento de onda diferente. Ora, conhecendo a densidade de electrões livres no vácuo e a diferença entre tempos de recepção de dois pulsos com comprimentos de onda diferentes é possível detectar a distância da fonte. Infelizmente não se conhece a densidade exacta de electrões livres, sendo esta estimada em um electrão em dez centímetros cúbicos. O primeiro sinal detectado seria, então, proveniente de uma fonte a uma distância de 130 parsecs1. A mais notável característica do sinal era, no entanto, a regularidade com que este aparecia. Quando se adicionaram as correcções devido ao efeito de Doppler descobriu-se que o sinal podia ser previsto com uma precisão de dez milisegundos durante várias semanas.

Estrelas de neutrões e pulsares, qual a ligação?

O físico indiano Chandrasekhar Subrahmanyan ajudou, em 1930, a prever a existência de estrelas de neutrões. Uma estrela, como o Sol, mantém o seu tamanho equilibrando a pressão interna (devida às reacções nucleares que ocorrem no seu interior) com a força gravítica. À medida que o combustível interior se vai gastando a estrela contrai para um menor volume. No entanto, um novo equilíbrio é possível devido à pressão resultante do movimento interno dos electrões. A essas estrelas dá-se o nome de anãs brancas. Porém, se a estrela for muito maior que o Sol, à medida que o seu volume diminui, efeitos quânticos e o princípio de exclusão de Pauli ditam que os electrões apenas podem ser compactados num volume menor se a sua energia aumentar. Eventualmente a energia é tão grande que os protões e electrões combinam-se dando origem a neutrões. Chandrasekhar descobriu que só se a massa de uma estrela fosse 1.4 vezes a do Sol é que se formariam estas estrelas de neutrões. Actualmente pensa-se que os pulsares são estrelas de neutrões rodando a grande velocidade.

Características dos pulsares:

Uma característica dos pulsares é o facto destes girarem muito depressa. Isto ocorre devido à conservação do momento angular, pois quando a estrela colapsa dá-se uma diminuição do seu momento de inércia, aumentando desta forma a sua velocidade angular. É esta a razão pela qual os pulsares apresentam uma frequência de rotação tão elevada(tendo períodos de rotação que podem ir desde quatro segundos até cerca de um milésimo de segundo), enquanto que a maioria dos corpos celestes têm uma frequência de rotação comparável à da Terra. A parte exterior dos pulsares é constituída por uma camada de ferro ou níquel, que delimita a parte interna constituída por neutrões altamente compactados. Os pulsares possuem um campo magnético extremamente intenso, que pode chegar a biliões de vezes o campo magnético da Terra. Eles são, muitas vezes, confundidos com os quasares devido ao facto de terem um nome semelhante, contudo os quasares são bastante diferentes dos pulsares, emitindo ondas de rádio extremamente intensas, cuja energia emitida pode ir até cem vezes a energia emitida pela nossa galáxia! Como já se referiu, a massa de um pulsar é, aproximadamente, 1.4 vezes a massa do nosso sol mas, devido ao seu tamanho relativamente pequeno, a densidade de um pulsar é extremamente elevada, sendo que o volume ocupado por uma colher de açúcar tem a massa de milhões de toneladas. Devido a isto também a gravidade de um pulsar é extremamente elevada, sendo que, à sua superfície, a gravidade é 300 000 vezes superior á da Terra.

Porque é que os pulsares emitem sinais de rádio?

Os sinais de rádio emitidos pelos pulsares não são completamente entendidos. Uma teoria bastante divulgada baseia-se no forte campo magnético do pulsar que força a sua atmosfera ionizada a girar em torno dele. Algumas porções desta atmosfera chegariam então à velocidade da luz sendo então libertadas do campo magnético. Quando isso acontecesse um sinal de rádio seria gerado e formar-se-ia um feixe devido a efeitos relativistas. Há ainda a referir a extrema regularidade destes sinais de rádio, que chega mesmo a ser superior à dos relógios atómicos de Césio. Alguns pulsares possuem uma precisão de um segundo em dez milhões de anos, enquanto que o relógio atómico possui uma precisão de um segundo num milhão de anos.

Alguns Pulsares conhecidos :
Um dos pulsares mais conhecidos é o pulsar do caranguejo, que se encontra no centro da nebulosa do caranguejo. A supernova que deu origem a este pulsar foi observada na Terra em 1054 d. C. por astrónomos chineses e japoneses. Este pulsar é o mais energético que se conhece, roda cerca de 30 vezes por segundo e está altamente magnetizado. Ele caracteriza-se também por emitir dois pulsos de radiação por cada revolução. A luz visível emitida por este pulsar é suficientemente forte para que este seja visível nas fotografias da nebulosa do caranguejo. Outros pulsares conhecidos são os pulsares de Vela e o de Geminga. Estes dois pulsares emitem radiação na frequência dos raios gama. O pulsar de Geminga localizase na constelação dos Gémeos e o seu período é de aproximadamente 237 milisegundos. O ritmo ao qual a velocidade de rotação está a descer indica que este pulsar terá aproximadamente 300,000 anos. O pulsar de Vela localiza-se na constelação de Vela e tem um período de 89 milisegundos.
Créditos: Marco Cardoso e Ricardo Salvador - http://www.e-escola.pt/

Satélite CoRot descobre mais 6 planetas fora do Sistema Solar

A equipe do satélite franco-europeu-brasileiro CoRoT (Convection, Rotation and Planetary Transits) anunciou a descoberta de seis exoplanetas e de uma pequena estrela fria (anã marrom). Os planetas estão localizados entre 500 e 4.000 anos-luz (aproximadamente 3,8 e 38 quadrilhões de quilômetros) do Sistema Solar - por isso são chamados de exoplanetas, ou planetas extrassolares. Com as novas descobertas, sobe para 13 o número de planetas descobertos pelo CoRoT."O planeta menor tem metade do diâmetro de Júpiter (cerca de 71 mil quilômetros), e o maior uma vez e meia o diâmetro de Júpiter (214 mil quilômetros, aproximadamente)", conta o professor Sylvio Ferraz Mello, da USP, que participa do projeto.

 "Os tamanhos desses planetas são determinados com bastante precisão, mas suas idades são apenas estimadas, em geral, em um ou mais bilhões de anos," diz o pesquisador. Mello explica que o CoRoT trabalha em duas áreas pequenas do céu, uma na direção do centro galáctico e outra na direção contrária. "A luz de milhares de estrelas é medida de maneira continuada durante 150 dias, depois muda de alvos pelos próximos 150 dias, e assim por diante". "Depois da descoberta, as estrelas são observadas com potentes telescópios no solo, para confirmação." Os planetas são descobertos porque passam na frente das estrelas e ocasionam pequenas diminuições na luminosidade. "Estas diminuições ocorrem de maneira regular, ou seja, são separadas umas das outras por intervalos de tempos sempre iguais uns aos outros, que equivalem ao período do planeta.

"Os pesquisadores da USP contribuem na análise de algumas das medidas feitas no solo e no estudo dos fenômenos de maré que ocorrem nesses planetas. "Essas marés deformam os planetas e provocam variações em sua órbita que podem fazer com que o planeta caia na estrela no futuro", ressalta Ferraz Mello. A missão espacial do CoRoT destina-se à descoberta de planetas fora do Sistema Solar e ao estudo da estrutura interna e evolução estelar, e tem a participação de pesquisadores do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG) da USP. O telescópio espacial do CoRoT é utilizado em dois programas distintos, um de descoberta de exoplanetas (localizados fora do Sistema Solar) e outro de sismologia em estrelas, ambos com participação de pesquisadores brasileiros.
Fonte: Inovação Tecnológica

NASA detecta maior molécula existente no espaço

O Telescópio Espacial Spitzer descobriu no espaço, pela primeira vez, moléculas de carbono conhecidas como  "buckyballs", uma espécie de bola de futebol formada por 60 átomos de carbono. [Imagem: NASA/JPL-Caltech]

Maior molécula no espaço

O Telescópio Espacial Spitzer, da NASA, descobriu no espaço, pela primeira vez, moléculas de carbono conhecidas como "buckyballs". Buckyballs são moléculas em forma de bola de futebol que foram observadas pela primeira vez em laboratório há apenas 25 anos. Elas devem seu nome à semelhança com as cúpulas geodésicas do arquiteto Buckminster Fuller, que têm círculos interligados na superfície de uma meia-esfera. Os cientistas já acreditavam que elas poderiam existir flutuando no espaço, mas ninguém havia conseguido detectá-las até agora. "Nós encontramos aquelas que são agora as maiores moléculas existentes no espaço," disse o astrônomo Jan Cami, da Universidade de Western Ontario, no Canadá. "Estamos particularmente entusiasmados porque elas têm propriedades únicas que as torna elementos importantes para todos os tipos de processos físicos e químicos acontecendo no espaço."

Fulerenos no espaço

As buckyballs são formadas por 60 átomos de carbono dispostos em estruturas esféricas tridimensionais. Seus padrões alternados de hexágonos e pentágonos coincidem com o desenho típico de uma bola de futebol. Os astrônomos descobriram também, pela primeira vez no espaço, a parente mais alongada das buckyballs, conhecida como C70. Estas moléculas, constituídas de 70 átomos de carbono, têm uma forma ovalada, mais parecida com uma bola de rugby. Os dois tipos de moléculas pertencem a uma classe conhecida oficialmente como buckminsterfulerenos, ou simplesmente fulerenos. As bolas de carbono foram localizadas em uma nebulosa planetária chamada Tc 1. Nebulosas planetárias são restos de estrelas como o Sol, que expelem suas camadas exteriores de gás e poeira à medida que envelhecem. Uma estrela quente e compacta, ou anã branca, que está no centro da nebulosa, ilumina e aquece essas nuvens de poeira estelar.
As buckyballs foram encontradas nessas nuvens, talvez refletindo uma fase curta da vida da estrela, quando ela arremessa para o espaço uma nuvem de material rico em carbono.
As buckyballs vibram em uma grande variedade de modos - 174 maneiras diferentes de sacudir, para ser mais exato. [Imagem: NASA/JPL-Caltech/University of Western Ontario]

Moléculas vibrantes

Os astrônomos usaram os instrumentos de espectroscopia do Spitzer para analisar a luz infravermelha da nebulosa planetária, observando então as assinaturas espectrais das buckyballs. Estas moléculas estão aproximadamente a temperatura ambiente, a temperatura ideal para emitir os distintos padrões de luz infravermelha que o Spitzer consegue detectar. Segundo Cami, o Spitzer olhou para o lugar certo na hora certa. Um século mais tarde, e as buckyballs poderiam estar frias demais para serem detectadas. As buckyballs vibram em uma grande variedade de modos - 174 maneiras diferentes de sacudir, para ser mais exato. Quatro desses modos de vibração fazem as moléculas absorver ou emitir luz infravermelha. Todos os quatro modos foram detectados pelo Spitzer. Os astrônomos estudaram os dados, um espectro como o mostrado na figura, para identificar as assinaturas, espécies de impressões digitais das moléculas. Os quatro modos de vibração das buckyballs estão indicados pelas setas vermelhas. Da mesma forma, o Spitzer identificou os quatro modos de vibração das moléculas C70, indicados pelas setas azuis.

O que, exatamente, são as manchas do Sol?

Se você não sabe muita coisa sobre astronomia a idéia de manchas no Sol pode parecer meio estranha. Afinal, como um astro tão quente e brilhante pode ter manchas em sua superfície? Na verdade, normalmente, não há muitas manchas no Sol. Elas são partes “frias” da estrela – a temperatura média delas é 2700 graus Celsius, enquanto a de outras áreas chegam a 5 mil graus Celsius. As manchas são causadas por tempestades magnéticas na atmosfera do Sol, inibindo a transferência de calor da parte interior do astro para algumas áreas da parte exterior (em um processo conhecido como convecção – o mesmo das aulas de física, lembra?). De acordo com a Enciclopédia Concisa de Van Nostrand, uma mancha solar possui duas partes distintas. O meio escuro, conhecido como “umbra”, e uma parte mais clara que cerca a umbra, chamada de “prenumbra” . As manchas solares não são permanentes e aparecem, quase sempre, aos pares. As menores, com menos de cinco quilômetros de largura, podem durar menos de um dia. As maiores registradas duraram até duas semanas. Elas foram notadas desde tempos antigos, mas foi só em 1610 que Galileu Galilei as analisou cientificamente.
[Lifes Little Mysteries]
Fonte:hypescience.com
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