22 de fev de 2010

Energia Escura

Em cosmologia, a energia escura (ou energia negra) é uma forma hipotética de energia que estaria distribuída por todo espaço e tende a acelerar a expansão do Universo.A principal característica da energia escura é ter uma forte pressão negativa. De acordo com a teoria da relatividade, o efeito de tal pressão negativa seria semelhante, qualitativamente, a uma força que age em larga escala em oposição à gravidade. Tal efeito hipotético é frequentemente utilizado, por diversas teorias atuais que tentam explicar as observações que apontam para um universo em expansão acelerada. A natureza da energia escura é um dos maiores desafios atuais da física e da cosmologia. Existem hoje muitos modelos fenomenológicos diferentes, contudo os dados observacionais ainda estão longe de selecionar um em detrimento dos demais. Isso acontece pois a escolha de um modelo de energia escura depende de um bom conhecimento da variação temporal da taxa de expansão do universo o que exige a observação de propriedades de objetos a distâncias muito grandes (observações e medição de distância em altos redshifts).
As principais formas das diferentes propostas de energia escura são: a constante cosmológica (que pode ser interpretada tanto como uma modificação de natureza geométrica nas equações de campo da relatividade geral, quanto como um efeito da energia do vácuo, a qual preenche o universo de maneira homogênea); e a quintessência (usualmente modelado como campo escalar cuja densidade de energia pode variar no tempo e no espaço).
Outra proposta relativamente popular entre pesquisadores é a quartessência que visa unificar os conceitos de energia escura e matéria escura postulando a existência de uma forma de energia conhecida como gás de Chaplygin que seria responsável tanto pelos efeitos das duas componentes escuras.


Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Big Rip

Big Rip (em português: Grande Ruptura) é uma teoria, apresentada inicialmente em 2003, que diz que se a velocidade de expansão do universo atingir uma velocidade acima do nível crítico, isto causará o deslocamento de todos os tipos de matéria, e então as galáxias se isolariam, e depois de alguns bilhões de anos os próprios átomos se desintegrariam. A chave desta hipótese é a quantidade de energia escura no Universo. Se o Universo contém suficiente energia escura, poderia terminar tendendo a uma desagregação de toda a matéria. O valor chave é w, a razão (quociente) entre a pressão da energia escura e sua densidade energética, variável fundamental nas equações de estado do universo e seu comportamento no futuro.Para w < -1, o Universo acabaria por se desagregar.Primeiro, as galáxias se separariam entre si, logo a gravidade seria demasiado fraca para manter integrada cada galáxia. Aproximadamente três meses antes do "fim", os sistemas solares perderiam sua coesão gravitacional. Nos últimos minutos, se dissipariam estrelas e planetas, os átomos e mesmo os bárions (formados pelos quarks) não compensariam com suas interações internas a expansão do universo e seriam destruídos uma fração de segundo antes do "fim do tempo".  Diferentemente do Big Crunch, na qual tudo se consensa em um só ponto, no Big Rip o Universo se converterá em partículas subatômicas mínimas dispersas que permaneceriam para sempre separadas, sem coesão gravitacional nem energia alguma. Os autores desta hipótese, entre eles Robert Caldwell do Dartmouth College, calculam que o fim do Universo, tal como conhecemos, ocorreria em aproximadamente 3,5 × 1010 anos (35 bilhões de anos) depois do Big Bang, ou dentro de 2,0 × 1010 anos (20 bilhões de anos).
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Big Crunch

Em cosmologia, o Big Crunch consiste na hipótese de o Universo sofrer um colapso após a sua eventual expansão terminar, sendo no fundo uma antítese do Big Bang.
Para tal acontecer, a atracção gravitacional de toda a matéria num horizonte observável atingiria um valor suficiente que tornaria a curvatura espacial do Universo positiva, diminuindo a expansão do Universo e depois revertendo-a. Deste modo, o Universo contrair-se-ia, durando essa contracção o mesmo tempo da expansão. Toda a energia e matéria seriam comprimidas até se atingir a gravidade zero.
Este processo ocorrerá à medida que as grandes estrelas, como o Sol, gastarem todo o seu combustível, libertando, assim, toda a energia gravitacional e fazendo com que os aglomerados de galáxias se misturem, provocando grandes atracções gravitacionais entre estrelas.
Toda a matéria ficará mais próxima, a temperatura do Universo aumentará, fazendo explodir as próprias estrelas, gerando buracos negros até que tudo se concentre num único ponto com temperatura e densidade infinitas.
Fonte:www.infopedia.pt

Singularidade gravitacional

Uma singularidade gravitacional (algumas vezes chamada singularidade espaço-tempo) é, aproximadamente, um ponto do espaço-tempo no qual a massa, associada com sua densidade, e a curvatura do espaço-tempo (associado ao campo gravitacional) de um corpo são infinitas. Mais precisamente, uma geodésica espaço-tempo que contenha uma singularidade não pode ser tratada de uma maneira diferencial contínua. O limite matemático de tal geodésica é a singularidade.
Os dois mais importantes tipos de singularidades são singularidades de curvatura e singularidades cônicas. Singularidades podem ser divididas ainda a se elas estão ligadas a um horizonte de eventos ou não ("singularidades nuas"). De acordo com a relatividade geral, o estado inicial do universo, no início do Big Bang, seria uma singularidade, ou um ponto isolado no espaço.
Outro tipo de singularidade previsto pela relatividade geral seria um buraco negro: certas estrelas, após acabar o seu combustível necessário para a fusão nuclear, entram em um colapso gravitacional, desabando sua massa em direção ao seu centro, formando além de determinado ponto de densidade um buraco negro, dentro do qual existiria uma singularidade (coberto com um horizonte de eventos), para onde toda a matéria próxima fluiria. Estas singularidades são singularidades de curvatura.
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Pormenor da Nebulosa do Véu

Esta imagem mostra uma pequena zona da Nebulosa do Véu, ou Laço de Cygnus (em inglês, Cygnus Loop). Cobrindo uma região do céu superior a seis vezes o diâmetro da Lua Cheia, esta nebulosa foi inicilmente considerada como um conjunto de nebulosas difusas distintas, de modo que regiões diferentes receberam números NGC diferentes: NGC 6960, NGC 6979, NGC 6992 e NGC 6995. Trata-se de um remanescente de supernova, o resultado catastrófico da explosão de uma supernova ocorrida há 15000 anos atrás. As ondas de choque produzidas pela explosão da supernova comprimem o gás e fazem com que este aqueça e emita radiação. Esta imagem foi obtida com o instrumento Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2) do Telescópio Espacial Hubble. A imagem a cores resulta da combinação de três imagens diferentes. A cor azul corresponde a emissão proveniente de oxigénio duplamente ionizado, a cor vermelha corresponde a emissão de enxofre ionizado e a cor verde é o resultado da emissão de átomos de hidrogénio. Este remanescente de supernova situa-se a cerca de 2500 anos-luz de distância na constelação do Cisne.
Crédito: Jeff Hester (Arizona State University) & NASA.
Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).
Instrumento: Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).
Fonte:www.portaldoastronomo.org

Estrelas T-Tauri

As estrelas T Tauri são um tipo de estrelas variáveis
 As estrelas T Tauri são um tipo de estrelas variáveis irregulares nomeadas a partir do objecto prototípico do grupo, a estrela T Tauri. São estrelas jovens que ainda não entraram na sequência principal (estrelas pré-sequência principal). Encontram-se perto de nuvens moleculares e se identificam pela variabilidade estelar e presença de linhas intensas na sua cromosfera. As estrelas T Tauri são as estrelas mais jovens visíveis, de tipo espectral F, G, K e M e com uma massa inferior a duas massas solares. As suas temperaturas superficiais são similares à das estrelas da sequência principal de massa parecida, mas a sua luminosidade é significativamente mais alta dado o seu maior raio. As suas temperaturas centrais são provavelmente demasiado baixas para iniciar reacções termonucleares. Em seu lugar, a sua fonte de energia é baseada na libertação de energia gravitacional à medida que a estrela se contrai para formar uma estrela da sequência principal, podendo tardar em alcançar este estado entre 10 e 100 milhões de anos.
 Representação artística de uma estrela T Tauri com um disco circumestelar
As estrelas T Tauri têm curtos períodos de rotação (por volta de doze dias comparado com um mês para o Sol) e são muito activas e variáveis. Mostram emissões intensas e variáveis de raios X e de ondas de rádio, e muitas apresentam ventos solares muito fortes. Os seus espectros apresentam maior abundância de lítio que o Sol e outras estrelas da sequência principal, já que este elemento químico se destrói a temperaturas superiores a 2.500.000 K. Aproximadamente a metade das estrelas T Tauri estudadas possuem discos circumestelares, denominados neste caso discos protoplanetários, dado que se trata dos possíveis progenitores de sistemas planetários como o Sistema Solar. A maioria das estrelas T Tauri encontram-se em sistemas binários. Objectos parecidos com as estrelas T Tauri mas com massa maior (de 2 a 8 massas solares) são as chamadas estrelas Herbig Ae/Be, que correspondem a estrelas de tipo espectral A e B que ainda não entraram na sequência principal. Não se observaram objectos deste tipo com massa superior a 8 massas solares, pois evoluem muito rapidamente: quando são visíveis já se produz a fusão do hidrogénio no núcleo e são, portanto, estrelas da sequência principal. Nebulosa Variável de Hind, que é a nebulosa de reflexão em Touro, também conhecida como NGC 1555, está associada as estrelas jovens, variáveis e irregular T Tauri. Ambos foram descobertos em 1852 pelo astrônomo Inglês John Russell Hind (1823-1895). Grandes variações no brilho, na extensão e na forma da nebulosa ocorreram ao longo de décadas. Mudanças mais rápidas podem ser causadas por variações na T Tauri em si e pelo colapso de densas nuvens de material perto da estrela.
Fonte: http://pt.wikipedia.org/wiki/Estrela_T_Tauri

Anãs castanhas em Ofiúco

Esta nuvem na constelação de Ofiúco é uma das mais estudadas pelos astrónomos que se dedicam à observação de estrelas jovens. Localizada a cerca de 540 anos-luz de distância, esta nuvem de poeira é um autêntico ninho de estrelas em formação. Observações realizadas pelo Observatório Espacial de Infravermelhos ISO (Infrared Space Observatory), da Agência Espacial Europeia (ESA), permitiram recentemente a descoberta de alguns dos objectos do Universo mais difíceis de detectar: nada mais nada menos do que 30 anãs castanhas, objectos normalmente considerados como estrelas falhadas por não possuírem massa suficiente para poderem despoletar no seu interior reacções termonucleares e poderem, assim, viver como verdadeiras estrelas. O ISO foi lançado para o espaço em 1995 pela ESA e terminou a sua missão em meados de 1998, tendo realizado inúmeras observações na banda do infravermelho, contribuindo para importantes descobertas impossíveis de realizar a partir de telescópios na superfície da Terra, dada a maior parte da radiação infravermelha ser absorvida pela atmosfera terrestre.
Crédito: ESA ISO/ISOCAM/Alain Abergel.
Telescópio: Infrared Space Observatory (ISO) - ESA.
Fonte:www.portaldoastronomo.org

Astrónomos decifram a origem das supernova

Os astrónomos, que há muito tempo usam as supernova como terminais cósmicos para os ajudar a medir a expansão do universo, têm agora uma resposta para o que provoca estas explosões estelares, segundo um estudo  publicado na Nature. As supernova, corpos celestes que surgem após a explosão das estrelas em fim de vida, “são objectos cruciais para a compreensão do universo”, explica o principal autor do estudo, Marat Gilfanov, do Instituto Astrofísico Max Planck, Alemanha. Agora descobriram por que é que uma estrela se transforma numa supernova: basicamente, esta nasce da fusão de duas estrelas anãs brancas (o nome dado aos restos em colapso de uma velha estrela). As estrelas tornam-se instáveis quando excedem o seu limite de peso o que causa a sua explosão. Antes desta descoberta pensava-se que as supernova se formavam quando uma anã branca se tornava instável – normalmente por se acréscimo com a matéria de uma estrela vizinha (acreção).
Fonte: G1

Marte visto pelo Hubble

Esta imagem do planeta Marte foi obtida com o Telescópio Espacial Hubble em Março de 1997, numa altura em que o planeta se encontrava a cerca de 100 milhões de quilómetros de distância da Terra. A esta distância, cada elemento de imagem (pixel) da Wide Field Planetary Camera, o instrumento utilizado pelo Hubble nesta observação, corresponde a 22 km na superfície de Marte. Na imagem são visíveis várias regiões na superfície de Marte que são familiares aos astrónomos há mais de um século. Na altura, a camada formada por gelos de dióxido de carbono que se concentra no pólo norte do planeta encontrava-se em rápida sublimação, tornando visível o mar de dunas de areia que circunda o pólo norte. O instrumento WFPC2 foi usado para observar Marte em nove comprimentos de onda diferentes, desde o ultravioleta até ao infravermelho. Esta imagem foi obtida através da combinação de observações realizadas com três filtros. Imagens como esta foram utilizadas para observar tempestades de areia na superfície do planeta vermelho, tendo constituído uma ajuda preciosa para as missões Mars Pathfinder e Mars Globar Surveyor, ambos da NASA.
Crédito: David Crisp & WFPC2 Science Team (JPL/Caltech,NASA).
Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).
Fonte:www.portaldoastronomo.org

Enxame duplo NGC 1850

Crédito: NASA, ESA & Martino Romaniello (ESO).O enxame
duplo visível na imagem é conhecido por NGC 1850 e localiza-se na nossa galáxia vizinha Grande Nuvem de Magalhães. Este enxame encontra-se rodeado por um véu difuso de gás que se julga que se terá formado devido à explosão de estrelas de massa elevada. Este enxame duplo é formado por dois agregados de estrelas jovens, um visível na região central desta imagem obtida pelo Hubble, constituído por estrelas jovens com cerca de 50 milhões de anos idade, e outro visível na parte inferior direita, constituído por estrelas com apenas 4 milhões de anos. Esta imagem é um bom exemplo da interacção existente entre gás, poeira e estrelas. Julga-se que, há milhões de anos atrás, estrelas de massa elevada terão explodido sob a forma de supernovas, dando origem ao véu de gás visível na imagem. Pensa-se que as ondas de choque provocadas pelas supernovas poderão ser responsáveis pela fragmentação e compressão do gás, criando assim condições para a formação de novas estrelas.
Fonte:www.portaldoastronomo.org 

Aurora em Saturno

Esta é uma imagem ultravioleta de uma aurora em Saturno obtida com o Telescópio Espacial Hubble. A observação foi realizada em 1997, numa altura em que o planeta dos anéis se encontrava a 1,3 mil milhões de quilómetros de distância da Terra. As auroras visíveis em Saturno são causadas pela passagem de ventos energéticos provenientes do Sol, tal como as auroras que são por vezes visíveis na Terra. No entanto, as auroras em Saturno são apenas detectadas em ultravioleta, pelo que têm de ser observadas a partir do espaço. Este fenómeno foi observado em Saturno pela primeira vez quando a sonda Pioneer 11 (NASA) passou junto ao planeta em 1979. As passagens da Voyager 1 e 2 (NASA) no início dos anos 80 forneceram dados adicionais. As observações agora realizadas pelo Hubble têm fornecido detalhes nunca antes observados. Esta imagem resulta de observações sensíveis à emissão proveniente de hidrogénio atómico (cor vermelha) e hidrogénio molecular (cor azul).
Crédito: J.T.Trauger (JPL) & NASA.
Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).
Instrumento: Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS).
Fonte:www.portaldoastronomo.org

Nebulosa Trífida

A nebulosa Trífida (ou Messier 20, ou NGC 6514) é uma jovem e compacta nebulosa que se encontra na constelação de Sagitário com um diâmetro de quase 25 anos-luz (quase 15.000 vezes o diâmetro do sistema solar). Escuras faixas de poeira na nabulosa aparentam dividir a nebulosa em três partes. A parte de baixo desta nebulosa é uma luminosa nebulosa de emissão com sua distinta cor de rosa, mas a parte superior da nebulosa é uma nebulosa de reflexão com sua característica cor azul. O seu nome deriva do Latim "trifidus", que significa "dividido em três", fazendo-se referência aos três lóbulos que compõem a nebulosa de emissão visível na parte de cima da imagem. As nebulosas de emissão são também conhecidas por regiões HII, ou regiões de hidrogénio ionizado. Esta é uma das regiões HII mais jovens que se conhece, onde estrelas jovens se encontram a interagir com o gás involvente através de jactos de matéria expelida para o exterior. A luz emitida por estas estrelas em formação aquece o gás, ioniza-o e faz com que ele brilhe. Esta nebulosa encontra-se a vários milhares de anos-luz de distância, estando o enxame aberto um pouco mais perto.Está localizada também próxima a uma outra nebulosa conhecida como Nebulosa.
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Galáxia espiral NGC 3949

A galáxia espiral NGC 3949 situa-se a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância, na direcção da
constelação Ursa Maior. É uma galáxia muita semelhante à nossa Via Láctea, com um disco azulado de estrelas jovens, salpicado de regiões cor-de-rosa de formação de estrelas. No seu centro situam-se
estrelas avermelhadas, mais velhas. Dada a nossa impossibilidade de sairmos da nossa galáxia e termos
dela uma perspectiva geral, é através do estudo de galáxias como esta que podemos inferir muita coisa sobre a nossa própria morada galáctica.

Crédito: NASA/ESA/Hubble Heritage Team.
Telescópio: Hubble Space Telescope (HST).
Fonte:portaldoastronomo.org

M 19 (NGC 6273)

M 19 é o aglomerado globular mais elíptico que se conhece. A sua elongação poderá ser devida à sua relativa proximidade ao centro da nossa galáxia. Apesar de se encontrar a 28000 anos-luz do Sistema Solar, M 19 encontra-se a apenas 5000 anos-luz da região central da Via Láctea. M 19 foi umas das descobertas originais de Charles Messier, tendo sido detectado em 1764. Possui cerca de 1.5 milhões de massas solares.

Crédito:2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF.
Telescópio: 2MASS (2 Micron All Sky Survey).


Fonte:portaldoastronomo.org
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