11 de mar de 2010

Sistema Solar

O sistema solar é formado por um conjunto de nove planetas, satélites naturais, milhares de asteróides e cometas que gravitam ao redor do Sol. O sistema solar também é composto por uma grande quantidade de gases e poeiras interplanetárias. O Sistema Solar situa-se na Via Láctea.

Conhecendo o Sistema Solar

A formação do sistema solar remonta há aproximadamente 4,5 bilhões de anos. Formou-se de uma gigante nuvem formada por gases e poeira cósmica, originadas de uma grande explosão e colisão de estrelas. O tempo necessário para formação do sistema solar, calculam os astrônomos, foi de aproximadamente 100 mil anos. Neste período, os átomos foram se juntando e formando os planetas, satélites e estrelas que conhecemos hoje. O Sistema Solar é formado por oito planetas: Mercúrio, Terra, Marte, Júpiter,Vênus, Saturno, Urano e Netuno. Até agosto de 2006, Plutão era considerado um planeta, porem, a União Astronômica Internacional mudou os critérios para a definição de um planeta. Como Plutão é pequeno em relação aos outros, passou a ser considerado um planeta anão ou planetóide. Muitos destes planetas podemos visualizar a noite a olho nú ou com a ajuda de um telescópio. Os planetas, ao contrário das estrelas, não possuem luz própria e só podem ser vistos graças a luz que refletem do Sol. Ao redor dos planetas, gravitam 67 satélites, dentre eles a Lua (satélite natural do nosso planeta), que gravita ao redor no planeta Terra. Nas órbitas de Marte e Júpiter, localizam-se grande parte dos asteróides que variam de tamanho, podendo ser até mesmo minúsculos. Os asteróides são compostos de blocos de rocha, diferente dos cometas que são formados por poeira cósmica e gelo. Historiadores e paleontólogos acreditam que foi a queda de um cometa em nosso planeta que ocasionou a extinção dos dinossauros na Terra há milhões de anos. A preocupação ainda existe, pois muitos deles passam perto da órbita terrestre. O impacto de um cometa, de grandes proporções, poderia provocar danos incalculáveis ao nosso planeta.
Fonte:suapesquisa.com

Sonda Huygens revela primeiras impressões da superfície de Titã

A Agência Espacial Europeia (ESA) divulgou esta semana uma imagem do que seria a superfície da lua Titã de Saturno. A paisagem foi elaborada baseada em fotos enviadas pela sonda Huygens que pousou na região em 2005. A sonda enviou as impressões das camadas de nuvens de Titã por 90 minutos antes de ficar sem bateria.
A superfície da lua de Saturno contém muitas pedras, arredondadas e lisas que, segundo os cientistas, possivelmente possam conter água gelada. A imagem surpreendeu os estudiosos pela semelhança com a superfície da Terra primitiva. Huygens faz parte da sonda Cassini-Huygens enviada a Saturno num projeto da ESA e da NASA (agência espacial americana), para estudar o planeta e suas luas através de uma missão não tripulada. A sonda é a primeira a orbitar Saturno e foi lançada em 15 de outubro de 1997. Em julho de 2004 ela entrou na órbita do planeta. Depois de seis meses, Huygens aterrissou no solo de Titã.
A aproximação da sonda Cassini a 339 mil quilômetros de Titã já havia revelado as densas camadas de nuvens compostas de metano sobre a superfície da região em meados de 2004.
Anos depois, em 2008, a Nasa anunciou a descoberta de um lago líquido próximo à região polar sul da lua. Foram detectados hidrocarbonetos líquidos como metano e etano.
As baterias da Huygens acabaram e não é mais possível nenhum contato com a sonda. Mas, os dados enviados são preciosos e ajudam os cientistas a desvendar os segredos da lua que parece conter muitos elementos semelhantes aos que estavam presentes na Terra na época de sua formação.
Foto: Concepção artística mostra a superfície da lua saturniana, Titã. A paisagem foi elaborada baseada em fotos enviadas pela sonda Huygens em 2005. Crédito: Agência Espacial Europeia (ESA).
Fonte:www.apolo11.com

O Balé Celestial ARP 87

Registrada pelo telescópio Hubble em fevereiro de 2007, a cena ao lado mostra uma intrincada e maravilhosa coreografia espacial executada pelo par de galáxias ARP 87, distantes a mais de 300 milhões de anos-luz, na constelação de Leão. Estrelas, gás e poeira proveniente da grande galáxia espiral NGC 3808, à direita, parecem formar um gigantesco braço celestial que envolve por completo sua companheira menor, NGC 3808A, à esquerda. A colossal força gravitacional envolvida é nítida e distorce até mesmo o típico formato das galáxias. A partir das imagens feitas pelo Hubble, os cientistas descobriram que ARP 87 contém um número maior de clusters de super estrelas - regiões mais compactas e ricas em estrela jovens - do que os encontrados em nossas galáxias vizinhas.

O que é o Ano-luz

Ano-luz é uma unidade de medida utilizada em astronomia e corresponde à distância percorrida pela luz em um ano, no vácuo. Seu plural é anos-luz. Em inglês, costuma-se abreviá-lo por "ly", de "light-year".
A luz desloca-se a uma velocidade de aproximadamente 300 mil quilômetros por segundo, percorrendo 9,46 trilhões de quilômetros por ano entre os astros. Assim, a distância de alfa Centauro até nós equivale a 4,2 anos-luz (40 trilhões / 9,46).
Para se calcular o valor de 1 ano-luz em quilômetros é necessário saber que a velocidade da luz no vácuo é de 299.792,458 quilômetros por segundo (km/s) e que o tempo utilizado na definição é o chamado Ano Gregoriano Médio (ver Calendário gregoriano) com 365,2425 dias. Assim temos que o ano-luz vale 9 460 536 207 068 016 metros; ou também 63241,07710 UA (unidade astronômica).
A luz leva pouco mais de 1 segundo para viajar da Lua até a Terra.
A luz leva cerca de 8,3 minutos para viajar do Sol até a Terra.
A sonda espacial que se encontra mais distante de nós, Voyager 1, estava a 12,5 horas-luz de distância da Terra em Janeiro de 2004.
A segunda estrela mais próxima conhecida (a primeira mais próxima é o Sol), Proxima Centauri está a 4,22 anos-luz de distância.
Nossa Galáxia, a Via Láctea, tem cerca de 100 000 anos-luz de diâmetro.
O universo observável tem um raio de cerca de 93 000 000 000 anos-luz. Esse raio expande-se em todas as direções em uma velocidade superior a da luz, isso se deve ao fato do espaço entre dois objetos poder se expandir sem um limite fixo.
Como nossa galáxia tem 100 000 anos-luz de diâmetro, uma nave espacial hipotética, viajando próximo à velocidade da luz, precisaria de pouco mais de 100 000 anos para cruzá-la. Entretanto, isso apenas é verdade para um observador em repouso com relação à galáxia; a tripulação da nave espacial experimentaria essa viagem em um tempo bem menor. Isso por causa da dilatação do tempo explicada pela teoria da relatividade especial. Por outro lado, a tripulação iria vivenciar uma contração da distância da galáxia: do ponto de vista deles, a galáxia vai aparentar estar muito menor.Principais distâncias de estrelas em anos-luz (em relação ao Planeta Terra):
- A estrela Próxima Centauri está localizada a 4,22 anos-luz
- A estrela Wolf 359 está localizada a 7,7 anos-luz
- A estrela Sirius A está localizada a 8,57 anos-luz
Fonte:Wikipédia

Observações de nebulosas Planetárias

As nebulosas planetárias são geralmente objectos ténues e nenhum é visível a olho nu. O primeiro destes objectos a ser descoberto foi a nebulosa de Dumbbell na constelação de Vulpecula, observado por Charles Messier em 1764 e listado como M27 no seu catálogo astronómico. Para os primeiros observadores (com telescópios de baixa resolução), M27 e outras nebulosas a seguir descobertas, assemelhavem-se a gigantes gasosos. William Herschel, que descobriu o planeta Urano, chamou-lhes 'nebulosas planetárias' apesar de não terem qualquer semelhança com planetas.

Tempo de vida
Os gases das nebulosas planetárias afastam-se da estrela central a uma velocidade aproximada de alguns quilómetros por hora. Simultaneamente à expansão dos gases, a estrela central arrefece à medida que irradia a sua energia - as reacções de fusão pararam porque a estela não tem a massa necessária para gerar no seu núcleo as temperaturas requeridas para se dar a fusão de carbono e oxigénio. Eventualmente, a temperatura estelar irá arrefecer de tal maneira que não poderá ser libertada suficiente radiação ultravioleta para ionizar a nuvem gasosa cada vez mais distante. A estrela transforma-se numa anã branca e o gás adjacente recombina-se, tornando-se invisível. Para uma nebulosa planetária tipica deverão passar 10 mil anos entre a sua formação e a recombinação dos gases.
Na figura;Nebulosa do Esquimó
Fonte:Wikipédia

Nebulosa Olho de gato

NGC 6543 ou Nebulosa do Olho de gato é uma nebulosa planetária na constelação do Dragão. Estruturalmente é uma das nebulosas mais complexas conhecidas tendo-se observado em imagens de alta resolução do Telescópio Espacial Hubble mostrando jorros de material e numerosas estruturas em forma de arco. Foi descoberta por William Herschel em 15 de Fevereiro, de 1786 e foi a primeira nebulosa planetária cujo espectro foi pela primeira vez pesquisado sendo este trabalho realizado pelo astrônomo amador William Huggins em 1864. Os estudos modernos revelam uma natureza complexa com intrincadas estruturas que poderiam ser causadas por material ejectado por uma binária acompanhando a estrela central. No entanto não há evidências diretas da presença desta parceira estelar. Também as medidas de abundâncias de elementos químicos revelam uma importante discrepância entre as medidas obtidas por diferentes métodos indicando que há aspectos desta nebulosa que permanecem ainda sem ser compreendidos.
Informação geral
A NGC 6543 é uma nebulosa planetária muito estudada. É relativamente brilhante com uma magnitude aparente de 8.1, e também com uma temperatura de brilho elevada. Encontra-se nas coordenadas de ascensão reta 17h 58.6m e declinação +66°38'. A alta declinação significa que é facilmente observável a partir do hemisfério norte, onde a maioria dos grandes telescópios foram construídos.
Enquanto a nebulosa interior mais brilhante tem um tamanho relativamente reduzido de 20 segundos de arco em diâmetro, possui um halo extenso com material ejectado da estrela central durante a etapa de gigante vermelha. O halo se estende uns 386 arcseconds (6.4 minutos de arco).As observações mostram que o corpo principal da nebulosa tem uma densidade de umas 5000 partículas/cm³ e uma temperatura de 8.000 K . O halo exterior tem uma temperatura algo superior a 15.000 K e uma densidade muito inferior. A estrela central em NGC 6543 é uma estrela de tipo espectral O com uma temperatura na fotosfera de 80.000 K. Seu brilho é aproximadamente mais 10.000 vezes luminosa que o Sol com um raio de 0.65 o raio solar. Diversas análises espectroscópicos mostram que a estrela perde massa rapidamente por um forte vento estelar a um ritmo de 3.2×10−7 massas solares por ano - 20 trilhões de toneladas por segundo. A velocidade deste vento de partículas é de 1900 kms−1. Os cálculos e modelos teóricos indicam que a estrela central possui atualmente uma massa solar mas os cálculos de sua evolução teórica implicam uma massa inicial de 5 massas solares.
Observações infravermelhas
As observações de NGC 6543 em longitudes de onda infravermelhas mostram a presença de uma nuvem pó estelar e gás a baixa temperatura. Pensa-se que o pó se formou nas últimas fases da vida da estrela original. Este pó absorve luz da estrela central reemitiendo a energia em longitudes infravermelhas. O espectro de emissão infravermelho permite deduzir temperaturas de 70 K. As emissões infravermelhas revelam a presença de material não ionizado como hidrogênio molecular (H2). Em muitas nebulosas planetárias a emissão molecular é maior a distâncias maiores da estrela onde o material deixa de estar ionizado. No caso da NGC 6543 a emissão de hidrogênio é mais intensa no limite interior do halo exterior. Isto é possivelmente devido a ondas de choque excitando o H2 à medida que impactam a diferentes velocidades com o halo.

Observações ópticas e ultravioletas
NGC 6543 foi extensamente observada no ultravioleta e nas longitudes de onda do visível. As observações espectroscópicas nestas longitudes de onda permitem determinar as abundâncias de diferentes espécies químicas bem como intrincadas estruturas da nebulosa. A imagem em falsa cor do HST ressalta as regiões de alta e baixa concentração de íons. Três imagens foram tomadas com filtros que isolavam a luz emitida por íons de hidrogênio em 656.3 nm, nitrogênio ionizada em 658.4 nm e oxigênio duplamente ionizado em 500.7 nm. As imagens foram combinadas em canais vermelho, verde e azul respectivamente. A imagem revela duas capas de material menos ionizado nos limites da nebulosa.
Observações em raios X
O Observatório de raios-X Chandra revelou a presença de gás extremamente quente ao redor da NGC 6543. Acredita-se que o gás quente é produzido pela violenta interação entre o vento estelar e o material expulso anteriormente. Esta interação esvaziou em grande parte o interior da nebulosa deixando um espaço menos denso em forma de borbulha. As observações do Chandra revelaram também uma fonte pontual de intensos raios X na posição da estrela. Esta não deveria emitir tão intensamente nesta longitude de onda pelo que o elevado fluxo de raios X resulta algo misterioso. Uma possibilidade interessante é que os raios X poderiam ser produzidos num hipotético disco de acreção ao redor do sistema binário.

Distância

A expansão radial de NGC 6543 pode ser usada para calcular sua distância.
As distâncias às nebulosas planetárias não são tão fáceis de identificar como no caso de algumas estrelas. Muitos dos métodos utilizados para estimar estas distâncias se baseiam em hipóteses gerais que podem ser inadequadas para o objeto específico sob estudo. Em anos recentes no entanto as observações de maior precisão realizadas com telescópios como o Hubble permitiram melhorar estas estimativas. Todas as nebulosas planetárias se expandem e as observações do mesmo objeto em anos diferentes com suficiente resolução angular permite medir o ritmo de crescimento da nebulosa sobre o céu. Estas expansão é normalmente muito pequena, uns poucos milisegundos de arco por ano ou menos. Os métodos espectroscópicos permitem calcular a velocidade de expansão de uma nebulosa planetárias a partir do efeito Doppler. Portanto, comparando a expansão angular com a velocidade de expansão medida por efeito Doppler pertmiten calcular a distância à nebulosa. No caso de NGC 6543 as observações do telescópio espacial Hubble ao longo de vários anos permitiram estimar seu ritmo de expansão em 10 milisegundos de arco por ano com velocidades de expansão ao longo da linha de visão de 16.4 km/s. Combinando ambos resultados resulta uma distância entre a Terra e a Nebulosa Olho de gato de 1000 parsecs.
Idade
O ritmo de expansão angular da nebulosa pode ser utilizado para estimar a idade desta. Se a expansão procedeu a ritmo constante, para atingir um diâmetro de 20 segundos de arco a um ritmo de 10 milisegundos de arco por ano, a nebulosa se teria formado há uns 1000 anos. Provavelmente esta idade é só um limite superior já que o material expulso poderia ter-se deslocado a maior velocidade no passado sendo freiado por sua interação com o meio interestelar.
Cinemática e morfologia da nebulosa
A NGC 6543 é uma nebulosa de grande complexidade estrutural. Os mecanismos capazes de moldar todas suas formas não são compreendidos com clareza. A porção mais brilhante interior é causada pela interação do vento estelar com o material expulso durante a formação da nebulosa. Neste processo se emitem grande quantidade de raios X. O vento estelar esvazia de maneira não-homogénea o interior da nebulosa. Dado que a estrela central apresenta sinais de poder ser um sistema binário, a interação entre ambas estrelas contribui também para moldar as estruturas interiores da nebulosa. Neste caso poderia existir um disco de acreção com material fluindo de uma estrela à outra e com fenômenos de ejeção pelas regiões polares da estrela que está acrescentando material. Estes jorros de ejeção estariam submetidos a movimentos de precessão que poderia contribuir para formar as estruturas em forma de filamento presentes na nebulosa.
Além da nebulosa interior o halo exterior envolve o sistema numa série de anéis concéntricos formados em etapas anteriores da formação da nebulosa planetária, quando a estrela interior estava no ramo asintótica das gigantes vermelhas do diagrama de Hertzsprung-Russell. Os anéis estão uniformemente distribuídos pelo que tão somente teria um único mecanismo responsável de sua formação a intervalos regulares. Mais longe ainda um halo de material mais ténue se estende a largas distâncias da estrela.
Fonte: http://pt.wikipedia.org

Galáxia satélite

Galáxia satélite, em termos gerais, é um sistema em que uma galáxia de tamanho maior é orbitada por uma de tamanho menor, por causa da interação gravitacional entre elas. Uma galáxia pode ter uma ou mais galáxias satélites, um exemplo conhecido são as Nuvens de Magalhães, visíveis no hemisfério celestial sul, orbitam a nossa Galáxia, a Via-Láctea. Outro exemplo também conhecido são M32 e M110, que orbitam a galáxia de Andrômeda (M31).
Na figura ao lado: A galáxia anã de Fornax. Como a maioria de galáxias anãs,
é muito inexpressiva. Contêm alguns milhões de estrelas.
As galáxias satélites da Via-Láctea
Indentificar galáxias satélites não é uma tarefa muito fácil, pois algumas têm um brilho superficial fraco, e são, geralmente, inexpressivas, e às vezes, suas estrelas se confundem com as estrelas da nossa própria Galáxia. As Nuvens de Magalhães são visíveis porque, no passado, elas eram pequenas galáxias espirais, e a força gravitacional da nossa Galáxia distorceu as suas formas deixando-as com aparência irregular, e com isso, fez com que a formação estelar surgisse com rapidez, e o resultado é o brilho que ambas têm até os dias de hoje.
Anã de Sagittarius
Encontra-se no lado distante de nossa galáxia. Esta anã foi descoberta recentemente, em 1994. Está sendo rasgada lentamente por nossa galáxia.
Grande Nuvem de Magalhães
A maior das galáxias satelites, esta galáxia é um grande objeto brilhante nos céus do hesmisfério sul. Contem bilhões de estrelas e muitas estrelas ainda estão nascendo nela, o mais notável nascedouro é na nebulosa da Tarantula, uma enorme concentração de gás e poeira, maior qie a grande nebulosa de Orion. Um supernova explodiu na Grande Nuvem de Magalhães em 1987 e as observações da expansão da supernova permitiram que a distância até nossa galáxia fosse determinada muito exatamente.
Pequena Nuvem de Magalhães
Apesar de seu nome, esta galáxia é razoavelmente grande para uma galáxia anã. Contém algumas centenas de milhões de estrelas e é facilmente visível com a olho nu no hemisfério do sul. Como a Grande Nuvem de Magalhães, ainda ocorre a formação de muitas estrelas dentro dela.
Anã da Ursa Menor
Descoberta em 1955, esta é uma galáxia muito pequena. Embora seja uma galáxia muito próxima é difícil de ser visto com qualquer coisa senão um poderoso telescópio. Todas as estrelas nesta galáxia têm ao menos dez bilhões de anos de idade. A galáxia tem uma massa demasiado baixa para permitir que prenda gás e poeira para permitir a formação de novas estrelas.
Anã do Escultor
Descoberta por Harlow Shapley em 1938. É provavelmente duas vezes maior que a galáxia da Ursa Menor, mas todas suas estrelas parecem ser muito velhas.
Anã de Draco
Descoberta ao mesmo tempo que a galáxia anã da Ursa Menor, esta galáxia é quase idêntica no tamanho e consiste somente em estrelas muito velhas.
Anã do Sextante
Esta galáxia foi descoberto em 1989. É uma galáxia muito pouco luminosa mas parece ser diversas vezes maior que as galáxias da Ursa Menor e de Draco.
Anã da Carina
Esta é uma outra pequena galáxia anã. Entretanto suas estrelas são 7 bilhão anos mais novas do que na maioria das outras galáxias anãs minúsculas.
Anã de Fornax
Descoberta ao mesmo tempo que a galáxia anã do Escultor, ela é diversas vezes maior do que as menores galáxias anãs e contem diversos milhões de estrelas. Suas estrelas variam de idade, indo de três a dez bilhões de anos.
Fontes:Wikipédia inciclopedia livre
Atlaszevallos.com.br

Aglomerado de galáxias ACO 3627 - O Grande Atractor

Esta é uma imagem do aglomerado de galáxias designado por ACO 3627, situado a 250 milhões de anos-luz de distância. Pensa-se que esta é a região central daquilo que se costuma designar por "Grande Atractor", uma região do espaço que, devido à sua grande concentração de massa, exerce uma atracção gravitacional enorme sobre o meio envolvente. De facto, estudos relativos a velocidades de galáxias situadas na vizinhança cosmológica da Via Láctea parecem indicar um movimento estranho nesta direcção. Até há poucos anos pouca informação existia sobre esta região devido ao facto de ela se situar poucos graus acima do plano da nossa galáxia. A grande concentração de estrelas na Via Láctea e a quantidade de poeira interestelar que nela existe têm impedido que se consiga observar a longas distãncias nesta direcção. Dectores modernos permitem hoje observações de objectos muitos distantes em regiões que até há pouco tempo nos estavam vedadas, como exemplifica esta imagem obtida com o Wide Field Imager instalado no telescópio de 2.2m do ESO em La Silla, Chile.
Crédito: European Southern Observatory.
Telescópio: MPG/ESO 2.2m.
Fonte:portaldoastronomo.org

Nebulosa do Esquimó

A Nebulosa do Esquimó (ou NGC 2392) é classificada como nebulosa planetária. Foi descoberta por William Herschel, em 1787, e recebeu o apelido 'Esquimó' por lembrar um rosto envolto por uma pele parca. Sua formação iniciou há 10.000 anos, aproximadamente, quando, em extinção, um astro pôs-se a lançar material no espaço.
A nebulosa, segundo os cientistas, pode apresentar, em torno do equador de sua estrela, um anel de material denso. A NGC 2392 possui duas partes em formato de elipse fluindo sob e sobre a estrela em extinção. A estrela que nela existe possui características como as do Sol. Pode ser vista telescópios e ter suas coordenadas obtidas através de programas como o Google Earth.

Fonte:Wikipédia
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