25 de fev de 2010

Fim do planeta Terra

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 Sol.

Outros 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.
Fonte: Hypescience.com

Sigma Octantis

Sigma Octantis (σ Oct) é uma estrela situada na constelação de Octans é também chamada de Polaris Australis ou Estrela Polar do Sul, em virtude de ser a mais próxima do pólo celeste sul.
Contudo, ao contrário da estrela Polaris, de magnitude 2, que assinala o pólo celeste norte, a estrela sigma do Oitante tem uma magnitude de apenas 5,4. Esta magnitude encontra-se no limite da visão humana desarmada, sendo desta forma, de pouco auxílio para localizar o pólo sul. Sigma Octantis está aproximadamente a 270 anos-luz da Terra, é classificada como uma estrela gigante e possui tipo espectral F0 III. Sigma Octantis aparece na bandeira do Brasil representando a capital Brasília. Simbolizando que da mesma forma todas as estrelas do hemisfério celeste sul giram em torno do eixo próximo a Sigma Octantis, os Estados do Brasil estão em volta do Distrito Federal.
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

91 Aquarii

91 Aquarii, também conhecida como Psi1 Aquarii, é um sistema estelar múltiplo, a cerca de 148 anos-luz da Terra, situado na constelação de Aquarius. O sistema é composto por cinco estrelas, com a estrela primária sendo uma gigante laranja. A partir de 2003 sabe-se que um exoplaneta orbita a estrela pimária.
Sistema estelar
A estrela primária (91 Aquarii A) é uma gigante laranja com uma magnitude aparente de +4,24. Com uma separação de 49,6 segundos de arcos da estrela primária existe uma estrela binária composta de 2 estrelas de magnitude 10 (91 Aquarii B e C). Estão a 0,3 segundos de arco uma da outra. O sistema possui ainda outros dois componentes, uma estrela de magnitude 13, 91 Aquarii D, a 80,4 segundos de arco da estrela primária, e uma estrela de magnitude 14, 91 Aquarii E, a 19,7 segundos de arco da B.
Sistema planetário
Em 2003, foi anunciada a existência de um exoplaneta a orbitar a estrela gigante.

Nebulosa do Carangueijo

Nebulosa do Caranguejo (também conhecida por Nebulosa da Rolha, Nebulosa da Borboleta) (catalogado por NGC 1952, M1 - Messier 1, Taurus A) é um remanescente de supernova na constelação de Taurus. A nebulosa foi observada pela primeira vez em 1731, por John Bevis. Ela é o remanescente da supernova SN 1054, que foi registrada, como uma estrela visível à luz do dia, por astrônomos chineses e árabes em 1054. Localizada a uma distância de cerca de 6 300 anos-luz (2 kpc) da Terra, a nebulosa tem um diâmetro de 11 anos-luz (3,4 pc) e está se expandindo à taxa de cerca de 1 500 quilômetros por segundo.
A nebulosa contém um pulsar no seu centro que gira trinta vezes por segundo, emitindo pulsos de radiação, de raios gama a ondas de rádio. Esta nebulosa foi o primeiro objeto astronômico identificado com uma explosão supernova histórica.
A nebulosa age como uma fonte de radiação para estudar corpos celestes que estejam ocultos nela. Nos anos 1950 e anos 1960, a coroa do Sol foi mapeada a partir de observações de ondas de rádio da nebulosa do Caranguejo passando por ela e, mais recentemente, a espessura da atmosfera em Titã, lua de Saturno, foi medida através do bloqueio de raios-X da nebulosa.
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Pulsar do Caranguejo


O Pulsar do Caranguejo. Esta imagem combina informações ópticas do Hubble (em vermelho) e imagens de raios-X do Observatório de raios-X Chandra (em azul).

O Pulsar do Caranguejo (PSR B0531+21 ou PSR J0534+2200) é uma estrela de nêutrons relativamente jovem localizada na Nebulosa do Caranguejo, descoberto em 1969. O pulsar tem aproximadamente 25 km de diâmetro e os "feixes" do pulsar giram uma vez a cada 33 milisegundos, ou 30 vezes por segundo. O vento relativístico transbordante da estrela de nêutrons gera emissão síncrotron, que produz a maior parte da emissão da nebulosa, desde ondas de rádio a raios gama. A característica mais dinâmica na parte interior da nebulosa é o ponto onde o vento equatorial do pulsar atinge a nebulosa que o cerca, formando um choque de terminação. O formato e a posição desta característica muda rapidamente, com o vento equatorial aparecendo como uma série de características parecidas com nuvens que imergem, tornam-se brilhantes e então, empalidecem, à medida que se movem para longe do pulsar em direção ao corpo principal da nebulosa. O período de rotação do pulsar está desacelerando na taxa de 38 nano-segundos por dia devido às grandes quantidades de energia levadas pelo vento do pulsar.A Nebulosa do Caranguejo freqüentemente é utilizado como uma fonte de calibração na astronomia de raios-X. Ela é muito brilhante nos raios-X e sabe-se que a densidade de fluxo e o espectro são constantes, com a exceção do pulsar em si. O pulsar fornece um forte sinal períodico que é usado para conferir a regulagem de tempo dos detectores de raios-X. Na astronomia de raios-X, 'Caranguejo' e 'miliCaranguejo' são usados, às vezes, como unidades de densidade de fluxo. Um milicaranguejo corresponde à densidade de fluxo de cerca de 2,4x10-11 ergs s-1 cm-2 na banda de raios-X de 2-10 keV para um "espectro de raios-X do Caranguejo", que é aproximadamente uma função potencial da energia do fóton, I(E)=9,5 E-1,1. Pouquíssimas fontes de raios-X ultrapassam um Caranguejo em brilho.
Fonte:Wikipédia

Sistema 23 Librae

23 Librae é uma estrela anã amarela na Constelação de Libra, que fica a 83,7 anos-luz do Sol. 23 Librae tem uma massa de 1,05 sóis e um raio de 1,25 sóis.
Planetas
Em 1999, um exoplaneta chamado 23 Librae b foi encontrado orbitando 23 Librae. Em 2009 um outro planeta foi encontrado.
Planetas do Sistema 23 Librae
23 Librae b é um planeta extra-solar descoberto em 14 de novembro de 1999 orbitando a estrela 23 Librae.
23 Librae b fica a 0,82 UA de 23 Librae. Se ele fosse colocado no Sistema Solar sua órbita se situaria entre as órbitas da Terra e de Vênus.
23 Librae c (23 Lib c) é um planeta extra-solar semelhante a Júpiter descoberto em 2009, orbitando a estrela 23 Librae. Tem uma das órbitas planetárias mais longas conhecidas em planetas detectados via Velocidade Radial.O actual período da órbitra deste planeta está estimado entre 4600 a 5400 dias, ou seja, 12.5 a 15 anos. A razão de a margem de erro do período orbital ser tão grande é porque este planeta ainda não completou uma órbita durante o tempo de observações contínuas. A partir da margem do período orbital, estima-se que a distância média do planeta será entre 5.3 e 6.3 AU, ou 790 e 940 Gm.
Fonte:Wikipédia

16 Cygni Bb

16 Cygni Bb é um planeta extra-solar a aproximadamente 70 anos-luz de distância na Constelação de Cygnus. O planeta foi descoberto em órbita de uma estrela do mesmo tipo do Sol, a 16 Cygni B, uma das componentes do sistema de três estrelas 16 Cygni. Faz uma revolução a cada 799 dias e foi o primeiro "Júpiter excêntrico" a ser descoberto.

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Cassiopeia A

Cassiopéia A ou Cassiopeia A (Cas A) é uma supernova existente na constelação de Cassiopéia e a mais brilhante fonte radiofônica de luz extra-solar existente no céu. Ela foi formada a cerca de onze mil anos-luz da Terra, na Via Láctea, e a nuvem em expansão do material resultante da explosão estelar tem hoje o equivalente a dez anos luz de comprimento. Os astrônomos acreditam que ela tenha cerca de 300 anos, mas não existem registros de nenhuma observação da supernova original, provavelmente devido a poeira interestelar absorvendo a radiação ótica antes que ela chegasse à Terra. Algumas explicações existem com a idéia de que a estrela original tinha uma massa não usual e já tinha previamente ejetado, antes de sua explosão, muito de suas bordas. É sabido que a concha cósmica em expansão tem uma temperatura de cerca de 50 milhões de graus Fahrenheit (30 megakelvins) e viaja a mais de dez milhões de milhas por hora. Cas A é mais forte fonte de rádio no céu fora do sistema solar e esteve entre as primeiras fontes a serem encontradas, em 1947. Em 1979, astrônomos previram que ela contivesse um buraco negro. Em 1999, o telescópio de raios X Chandra localizou um ponto que, provavelmente pelo calor emanado, poderia ser uma fonte, perto do centro da nebulosa, parecido com uma estrela de nêutron ou um buraco negro previsto mas não encontrado até hoje.
Até 2008, Cas A era a mais recente de todas as supernovas já encontradas, com seus cerca de 300 anos de existência, até a confirmação da descoberta da supernova G1.9+0.3, pelo Observatório de Raios Gama Compton, datada de há 140 anos.
Fonte: Astronomy.com

Estrela gigante

Uma estrela gigante é uma estrela com raio e luminosidade substancialmente maiores do que os de uma estrela da seqüência principal de mesma temperatura superficial. Tipicamente, estrelas gigantes têm raios entre 10 e 100 raios solares e luminosidade entre 10 e 1.000 vezes a do Sol. Estrelas ainda mais luminosas do que as gigantes são denominadas supergigantes e hipergigantes. Uma estrela quente e luminosa da seqüência principal também pode ser citada como gigante.Além disso, por conta de seus grandes raios e luminosidade, estrelas gigantes estão acima da seqüência principal (luminosidade classe V na classificação estelar Yerkes) do diagrama de Hertzsprung-Russell e correspondem às luminosidades classes II ou III.
Exemplos
Estrelas gigantes bem conhecidas, de várias colorações:
Alcyone (η Tauri), uma gigante branco-azulada (tipo B), a estrela mais brilhante das Plêiades.
Thuban (α Draconis), uma gigante branca (tipo A).
σ Octantis, uma gigante branco-amarelada (tipo F).
α Aurigae Aa, uma gigante amarela (tipo G).
Pollux (β Geminorum), uma gigante laranja (tipo K).
Mira (ο Ceti), uma gigante vermelha (tipo M).
 
A estrela gigante Alnitak comparada ao Sol.
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Estrela subgigante

Estrela subgigante é definida como aquela que pertence a uma classe de estrelas que são mais brilhantes que as estrelas da seqüência principal do mesmo tipo espectral, mas não são tão brilhantes quanto as verdadeiras gigantes. Acredita-se que sejam estrelas que estão terminando o ciclo de fusão de hidrogênio em seus núcleos. Em estrelas que tenham grosso modo uma massa solar, isto faz com que o núcleo se contraia, o que aumenta a temperatura do núcleo o suficiente para transformar a fusão do hidrogênio numa concha que envolve o núcleo. Isto faz com que a estrela entre em expansão, no processo para se tornar uma verdadeira gigante.
No início da fase de subgigante (tal como numa estrela como Procyon A), o diâmetro e o brilho aumentam, mas as mudanças de cor e temperatura não são muito significativas. Subgigantes que estão em processo de tornar-se verdadeiras gigantes, têm diâmetros maiores e temperaturas mais baixas do que estrelas de massa similar na seqüência principal. A luminosidade total muda pouco durante o estágio de subgigante, uma característica proeminente no diagrama de Hertzsprung-Russell de aglomerados globulares. Na classificação Yerkes sua luminosidade está na classe IV.
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