26 de mar de 2010

Omicron Andromedae

Omicron Andromedae (ο And / ο Andromedae) é um sistema estelar na constelação de Andromeda. Está a aproximadamente 692 anos-luz da Terra. Omicron Andromedae é uma estrela binária. Os dois componentes são espectroscópicas binárias, formando um sistema estelar de 4 elementos. O sistema, como um todo, é classificado como uma estrela gigante de classe B (azul-branca), com uma magnitude aparente combinada de valor +3,62. A separação dos dois componentes mais brilhantes, ο Andromedae A e ο Andromedae B é de 0,34 arco-segundo. Possuem um período orbital de 68,6 anos. Andromedae A está separada da sua companheira espectroscópica por 0,05 arco-segundo. A Andromedae é uma estrela variável do tipo Gamma Cassiopeiae e o brilho do sistema varia de magnitude +3,58 até +3,78. Este facto tornou difícil a determinação do período orbital da binária espectroscópica de A Andromedae. A cmpanheira espetroscópica de B Andromedae foi descoberta em 1989 e o sistema binário possui um período de 33,01 anos.
Fonte: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Astéroide Vesta

Vesta (asteroide 4) foi o quarto asteroide, descoberto por Olbers (1807) e é o terceiro maior asteroide em tamanho, medindo entre 530 e 468 km em diâmetro. Está localizado no Cinturão de Asteroides, região entre as órbitas de Marte e Júpiter, a 2,36 UA do Sol. Vesta é um asteroide tipo V. Seu tamanho e o brilho pouco comum na superfície fazem de Vesta o mais brilhante asteroide. É o único asteroide que é ocasionalmente visível a olho nu. Vesta foi descoberto pelo astrónomo alemão Heinrich Wilhelm Olbers a 29 de Março de 1807. O nome provém da deusa romana Vesta, a deusa virgem da casa. O próximo asteroide só foi descoberto 38 anos depois, 5 Astreia. Teoriza-se que nos primeiros tempos do sistema solar, Vesta era tão quente que o seu interior derreteu. Isto resultou numa diferenciação planetária do asteroide. Provavelmente tem uma estrutura em camadas: um núcleo metálico de níquel-ferro coberto por uma camada (manto) de olivina. A superfície é de rocha basaltica, originária a partir de antigas erupções vulcânicas. A atividade vulcânica não existe hoje.
Fonte: Wikipédia

M16

A cabeça de uma nuvem interestelar de gás e poeira é aqui vista em cores falsas, numa imagem perto do infravermelho registada pelos astrónomos em busca de estrelas dentro de M16, a Nebulosa da Lagoa. Tornada famosa por uma imagem do Hubble em 1995, observou-se que a superfície das nuvens em pilar estava coberta por glóbulos gasosos em forma de dedos. A imagem do lado penetra os limites da nuvem de poeira. Mas o núcleo da nuvem aparece escuro e opaco, mesmo a comprimentos de onda relativamente longos. Mesmo assim, esta imagem, feita com o telescópio Antu do ESO, revela uma brilhante e massiva estrela amarela não detectada directamente no visível a partir de dados do Hubble. Esta estrela muito jovem ilumina a pequena nuvem azulada com uma risca central encurvada e escura, mesmo por cima. Por baixo e para a sua direita estão outras estrelas, mais ténues e menos massivas, também não observáveis no visível - estrelas recém-nascidas situadas dentro dos glóbulos gasosos de M16. Estas estrelas bebés podem ter estado já na sua fase de colapso, formando-se a partir de material da nebulosa antes da intensa radiação de outras quentes e vizinhas estrelas corroer e esculpir os pilares dramáticos e glóbulos gasosos. Em todo o caso, à medida que as nuvens de poeira são consumidas, as estrelas ainda em formação serão cortadas do seu abastecimento de material estelar. O crescimento posterior e até o desenvolvimento de sistemas planetários será muito provavelmente altamente afectado.
Crédito: Mark McCaughrean e Morten Andersen (AIP), ESO
Fonte:www.ccvalg.pt

DEM L71

Grandes e massivas estrelas acabam as suas furiosas vidas em espectaculares explosões de supernova mas as pequenas e leves estrelas poderão encontrar um destino semelhante. De fato, em vez de simplesmente arrefecerem e lentamente se apagarem, algumas estrelas anãs brancas em sistemas binários pensa-se que acumulem massa suficiente das suas companheiras para se tornarem instáveis, despoletando uma detonação nuclear. A explosão estelar resultante é classificada como uma supernova de Tipo Ia e talvez o melhor exemplo deste acontecimento seja esta nuvem de detritos estelares, DEM L71, na vizinha Grande Nuvem de Magalhães. Esta imagem de cores falsas em raios-X do Observatório Chandra mostra os limites brilhantes da onda de choque e o brilho em raios-X da região interior do gás aquecido. Com base em dados do Chandra, as estimativas da composição e massa total do gás em expansão apontam fortemente para os restos de uma anã branca. A luz da auto-destruição desta pequena estrela deve ter chegado à Terra há alguns milhares de anos atrás.
Fonte:portaldoastronomo
Crédito: J. Hughes, P. Ghavamian and C. Rakowski
 (Rutgers Univ.) et al., CXC, NASA

Makemake - Planeta anão

Makemake, formalmente designado como (136472) Makemake, é o terceiro maior planeta anão do Sistema Solar e um dos dois maiores corpos do cinturão de Kuiper na população dos KBOs clássicos.[nota  Seu diâmetro é de cerca de três-quartos o de Plutão.Não possui satélites conhecidos, o que o torna único entre os corpos maiores do cinturão de Kuiper. Sua superfície é coberta por metano, etano, e possivelmente, nitrogênio, devido à sua baixíssima temperatura média de cerca de 30 K (-243,2 °C). De início conhecido como 2005 FY9 e depois com o código de planeta menor 136472, Makemake foi descoberto em 31 de março de 2005 por uma equipe chefiada por Michael Brown, e anunciado em 29 de julho de 2005. Seu nome deriva da deusa rapanui Makemake. Em 11 de junho de 2008, a União Astronômica Internacional (UAI) incluiu-o em sua lista de candidatos potenciais à classificação de plutoide, uma denominação para planetas anões além da órbita de Netuno que iria colocar Makemake ao lado de Plutão, Haumea e Éris. Makemake foi formalmente
designado um plutoide em julho de 2008.

Descoberta

Makemake foi descoberto em 31 de março de 2005 por um grupo liderado por Michael Brown no Observatório Palomar, e foi anunciado ao público em 29 de julho de 2005. A descoberta de Éris foi publicada no mesmo dia, dois dias depois da descoberta de Haumea.
Apesar de seu brilho relativo (que é de cerca um quinto a mais do que o brilho de Plutão), Makemake foi descoberto bem depois de outros objetos do Cinturão de Kuiper com um brilho menor do que o dele.

Nomeação


A designação provisória 2005 FY9 foi dada a Makemake quando sua descoberta foi publicada. Antes disso, a equipe que o descobriu deu a ele o código "coelho da páscoa", porque sua descoberta foi feita um pouco antes da Páscoa. O nome de Makemake, o criador da humanidade e deus da fertilidade dos rapanui, um povo nativo da Ilha de Páscoa, foi escolhido em parte para preservar a conexão dos objetos com a Páscoa.

Órbita e classificação
Órbitas de Makemake (em azul), Haumea (verde), Plutão (vermelho) e a eclíptica (cinza). O perélio (q) e o afélio (Q) estão marcados juntos com as datas de passagem.

Em 2009, Makemake esteve a uma distância de 52 unidades astronômicas (7,78×109 km) do Sol; quase atingindo seu afélio.Makemake tem uma órbita parecida à de Haumea: altamente inclinada a 29° e uma excentricidade moderada de 0,16. No entanto, a órbita de Makemake é mais afastada do Sol em termos de semi-eixo maior e perélio. O período orbital de Makemake é de aproximadamente 310 anos, mas que os 248 de Plutão e os 283 anos de Haumea. Makemake e Haumea estão longe da eclíptica—suas distâncias angulares são de quase 29°. Makemake chegará em seu afélio em 2033, enquanto Haumea passou de seu afélio em 1992. Makemake é classificado como um objeto clássico do cinturão de Kuiper, o que significa que sua órbita está longe o suficiente de Netuno e que se manteve estável desde o nascimento do sistema solar. Ao contrário de plutinos, que podem cruzar a órbita de Netuno devido a suas ressonância de 2:3 com o planeta, os objetos clássicos têm perélio mais longe do Sol, livres das perturbações de Netuno.
Fonte:Wikipédia, a enciclopédia livre.

Como interagem os buracos negros supermassivos e a matéria escura que os cerca?

Distorção do espaco tempo por um buraco negro supermassivo no centro galáctico. Crédito: Felipe Esquivel Reed


Os astrônomos estimam que cerca de 23% do Universo consiste de uma misteriosa “matéria escura”, um material invisível (pois não interage com a radiação eletromagnética) que só é detectado através de sua influência gravitacional sobre sua vizinhança. Agora, dois astrônomos pertencentes a Universidade Nacional Autônoma do México (UNAM) encontraram uma indicação de como a matéria escura se comporta na vizinhança de buracos negros supermassivos que residem nos núcleos das galáxias. Suas idéias foram publicadas em uma carta na revista Monthly Notices of Royal Astronomical Society. Nos primórdios do Universo, segundo os astrônomos, os aglomerados de matéria escura atraíram o gás cósmico, o qual se fundiu para formar as estrelas, que finalmente formaram as galáxias que vemos hoje.

 Em seus esforços para compreender os mecanismos de formação e evolução galáctica, os astrônomos têm passado um bom tempo tentando simular o processo de aglutinação da matéria escura nesses objetos. Os pesquisadores modelaram o modo como a matéria escura tem sido absorvida pelos buracos negros supermassivos e constatou que a taxa em que isso acontece é extremamente sensível à quantidade de matéria escura encontrada nas proximidades do buraco negro. Se esta concentração for acima da densidade crítica de 7 vezes a massa do Sol espalhada ao longo de cada ano-luz cúbico no espaço, a massa do buraco negro iria aumentar tão rapidamente que englobaria, portanto, uma tal quantidade de matéria escura, que em breve toda a galáxia estaria alterada de forma irreconhecível. Dr. Harris explica: “Ao longo de bilhões de anos, desde que se formaram as galáxias, tal absorção descontrolada da matéria escura em buracos negros deveria ter alterado a população de galáxias de forma diversa do que observamos hoje.”

Seu trabalho sugere, portanto, que a densidade de matéria escura no centro das galáxias tende a apresentar um valor constante. Comparando-se as suas observações com as previsões que os modelos atuais da evolução do Universo estabelecem, Hernandez e Lee concluíram que é provável que seja necessário alterar algumas das pressuposições as quais suportam esses modelos. Assim, a matéria escura pode estar se comportando de uma maneira distinta do modo estimado pelos cientistas. Os astrônomos na UNAM, Dr. Xavier Hernandez e Dr. William Lee, calcularam como os buracos negros supermassivos que estão no centro das galáxias interagem com a matéria escura. Estes buracos negros possuem entre milhões e bilhões de vezes a massa do Sol e absorvem matéria em um grande ritmo.
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