4 de mai de 2010

Exploração espacial de Saturno



Visto da terra, Saturno aparece como um objeto amarelado, um dos mais brilhantes no céu noturno. Observado através de telescópio, o anel A e o B são vistos facilmente, no entanto, os anéis D e E são vistos somente em ótimas condições atmosféricas. Com telescópios de grande sensibilidade situados na Terra pode distinguir a névoa gasosa que envolve Saturno, dos pálidos cinturões e das estruturas de faixas paralelas ao equador. Três naves espaciais norte-americanas ampliaram enormemente o conhecimento do sistema de Saturno: a sonda Pionner 11, a Voyager 1 e a 2, que sobrevoou o planeta em setembro 1979, novembro de 1980 e em agosto de 1981, respectivamente. Estas naves espaciais levaram câmeras e instrumentos para analisar as intensidades e as polarizações das radiações nas regiões visíveis, ultravioletas, infravermelhas e do spectrum eletromagnético. Foram equipados também com os instrumentos para o estudo dos campos magnéticos e para a detecção de partículas carregadas e grãos da poeira interplanetária.
 
Em outubro de 1997 foi lançada a sonda especial Cassini, com destino a Saturno, que incluiu também a sonda Huygens para explorar Titã, uma das luas do planeta. Sendo um projeto de grande interessar da NASA em colaboração com a Agência Espacial Européia e a Agência Espacial Italiana. Após uma viagem de quase sete anos, está previsto que a Cassini recolha dados em Saturno e em seus satélites durante quatro anos. Em outubro de 2002 a sonda obteve sua primeira fotografia do planeta, tomada a uma distância de 285 milhões quilômetros, na qual aparece também Titã. Em junho de 2004 a Cassini voou sobre Febe, outro satélite de Saturno (o mais afastado), obtendo imagens espetaculares de sua superfície, repleta de crateras. Em julho do mesmo ano, a sonda entrou na órbita de Saturno. Em janeiro de 2005 a sonda Huygens cruzou a atmosfera de Titã e alcançou sua superfície, enviando dados para terra e imagens do interesse satélite.

Datas importantes na observação e na exploração de Saturno:



1610 - Galileu Galilei observa através de seu telescópio o anel de Saturno.
1655 - Titã foi descoberto pelo astrônomo holandês Christiaan Huygens.
1659 - Huygens observa com maior claridade os anéis de Saturno e descreve sua verdadeira aparência.
1789 - As luas Mimas e Encélado são descobertas por William Herschel.
1980 - Acelerada pelo campo gravitacional de Júpiter, a sonda Voyager 1 alcança Saturno em 12 de novembro a uma distância de 124.200 quilômetros. Nesta ocasião descobriu estruturas complexas no sistema de anéis do planeta e obteve dados da atmosfera de Saturno e sua maior lua, Titã a uma distância de menos de 6500 quilômetros.
1982 - A sonda Voyager 2 aproxima-se de Saturno.
2004 - A sonda Cassini-Huygens alcança Saturno. Transformando-se no primeiro veículo espacial a orbitar o planeta distante e em aproximar-se de seus anéis. A missão está programada para concluir no final do ano 2009.

Observação de Saturno

Oposições de Saturno: 2001-2029Saturno é um planeta fácil de observar, porque é visível no céu na maioria das vezes e seu anel pode ser observado com qualquer telescópio. Pode ser observado melhor quando o planeta estiver próximo ou em oposição, isso é, a posição de um planeta quando está posicionada num ângulo de 180°, neste caso ele aparece oposto ao Sol no céu. Na oposição de 13 de janeiro de 2005, Saturno pode ser visto de uma forma que não se iguala até 2031, devido ao sentido muito favorável dos seus anéis em relação a Terra. Saturno é observado simplesmente no céu noturno como um ponto luminoso brilhante (que não pisca) e amarelado, cujo brilho varia normalmente entre a magnitude de +1 e o 0. Leva aproximadamente 29 anos e meio para completar sua órbita em relação às estrelas da constelação que pertencem ao zodíaco. Com apoio ótico, como binóculos grandes ou um telescópio, é necessário uma ampliação da imagem em pelo menos 20 vezes de maneira que a maioria das pessoas possa distinguir claramente os anéis de Saturno.

Nebulosa escura

 Presumivelmente a mais famosa nebulosa escura a Nebulosa cabeça de cavalo
Uma nebulosa escura é uma grande nuvem molecular, as quais se apresentam como regiões pobres em estrelas onde a poeira do meio interestelar parece estar concentradas. Nebulosas escuras podem ser vistas quando elas obscurecem parte de uma nebulosa de reflexão ou uma emissão (por exemplo a nebulosa cabeça de cavalo) ou se elas bloqueiam estrelas de fundo (por exemplo a Nebulosa do Saco de Carvão). As maiores nebulosas escuras são visíveis a olho nu, elas aparecem como caminhos escuros contra o fundo brilhante da Via Láctea.
                          
 
Astrofísica da nebulosa escura


O hidrogênio destas nuvens escuras opacas existe na forma de hidrogênio molecular. A maior nebulosa deste tipo, a chamada nuvem molecular gigante (NMG), é mais do que um milhão de vezes a massa do Sol. Ela contém mais massa do que o meio interestelar, e quase 150 anos-luz de comprimento, e tem uma densidade média de 100 a 300 molécula por centímetro cúbico e uma temperatura interna de 7 a 15 K. nuvens moleculares consistem basicamente de gás e poeira, mas contém muitas estrelas também. As cores dessas nuvens estão completamente escondidas da visão e não são detectáveis exceto para a emissão de micro-ondas de suas moléculas constituintes. Esta radiação não é absorvida pela poeira e rapidamente escapa da nuvem. O material interno da nuvem é arrastado coeso em todas as direções, com algumas nuvens reduzindo-se a massa de estrelas individuais, pequenos arrastões devem estender-se a cerca de um ano luz. As nuvens têm um campo magnético interno que se opõe a sua própria gravidade.  A NMG desempenha um importante papel na dinâmica da galáxia: quando uma estrela passa próxima a um NMG, um considerável impulso gravitacional abalará a órbita da estrela de forma significativa. Depois de repetidas aproximações, uma estrela de meia-idade terá componentes significativos de velocidade em todas as direções, ao invés de uma órbita quase circular como uma estrela jovem (isto é porque a jovem estrela herda a órbita circular da NMG onde ela nasceu). Isto dá aos astrônomos outra ferramenta para estimar a idade de estrelas, e ajuda a explicar a espessura do disco galáctico. Na região interna de uma nebulosa escura importantes eventos têm lugar, tais como a formação das estrelas e masers.
Fig2: IC 2944 uma nebulosa escura
Fonte:Wikipédia, a enciclopédia livre

Galáxia NGC 1097

Galáxia NGC 1097, buraco negro cercado de estrelas é fotografado por teléscópio espacial.
A imagem capturada pela agência espacial americana impressiona por sua semelhança a um grande olho estelar. Trata-se, na verdade, de uma galáxia localizada a 50 milhões de anos luz da Terra. Sua forma espiral é como a da nossa Via Láctea, e o “olho” ao centro é, na verdade, um gigantesco buraco negro cercado por um anel e longos braços de estrelas. Nomeada de NGC 1097, a galáxia foi fotografada pelo telescópio espacial Spitzer. Na imagem, feita em infravermelho, a luz com menor comprimento de onda é capturada em azul, enquanto as mais longas aparecem vermelhas. Os braços em espiral da galáxia e os raios agitados vistos entre eles, todos na cor vermelha, mostram poeira aquecida pelo nascimento de novas estrelas. Populações mais antigas de estrelas espalhadas pela galáxia são azuis. Segundo a NASA, o anel em volta do centro está borbulhando com a formação de novas estrelas a uma taxa bastante alta. Se comparado ao buraco negro localizado no meio da Via Láctea, que possui a massa de alguns milhares de sóis, este é gigantesco. Com cerca de 100 milhões de vezes a massa do nosso Sol, ele se alimenta de gás e poeira. Algumas teorias afirmam que ele pode se acalmar e eventualmente entrar em um estado mais dormente, como acontece com o buraco negro da nossa galáxia. O ponto azul de destaque à esquerda, que parece ter se encaixado entre os longos braços vermelhos, é uma galáxia companheira, que tanto pode ter “cavado” um espaço ali no meio, como pode ter se alinhado com a área livre deixada entre os braços. Os outros pontos na imagem são estrelas próximas na nossa galáxia ou imagens de galáxias distantes.
(Fonte: Info Abril)

NGC 6823 e NGC 6820

O enxame NGC 6823 está pronto para o seu grande plano. O centro do enxame aberto, visível no canto superior direito, formou-se há apenas cerca de dois milhões de anos atrás e é dominado em brilho por um grupo de jovens estrelas azuis. As partes mais exteriores do enxame, visíveis no centro da imagem por entre os pilares da nebulosa de emissão NGC 6820, contêm estrelas ainda mais jovens. As grandes estruturas de gás e poeira provavelmente recebem a sua forma elongada pela erosão da radiação quente emitida pelas estrelas mais brilhantes do enxame. Os espantosos glóbulos escuros de gás e poeira são também visíveis na parte de baixo da foto. O enxame aberto NGC 6823 cobre uma área de mais ou menos 50 anos-luz e situa-se a 6,000 anos-luz de distância na direcção da constelação de Vulpécula (Raposa).

Crédito: Telescópio Canadá-França-Hawaii, J.-C. Cuillandre (CFHT)

M31: mosaico da galáxia de Andrômeda por Robert Gendler

A galáxia de Andrômeda é a galáxia de grande porte mais próxima da nossa Via Láctea. Nossa galáxia é considerada muito parecida com Andrômeda. Juntas a Via Láctea e Andrômeda dominam o Grupo Local de Galáxias. A luz difusa de Andrômeda é gerada por centenas de bilhões de suas estrelas componentes. As diversas estrelas que se destacam envolvendo essa imagem de Andrômeda são de fato estrelas da nossa própria galáxia, que estão bem mais próximas de nós que Andrômeda. Andrômeda é também denominada M31, por se tratar do 31º objeto da lista de objetos difusos no catálogo de Messier. M31 está tão distante que a sua luz leva mais de 2 milhões de anos para chegar até nos. Embora possamos ver Andrômeda sem ajuda de binóculos ou telescópios, a imagem acima é um mosaico de 20 fotos tomadas com ajuda de um telescópio de porte pequeno. Embora Andrômeda seja uma galáxia relativamente próxima se compararmos com as demais galáxias desse porte no Universo, há mistérios ainda não revelados em Andrômeda: qual será a origem do seu centro duplo incomum?
                                                        Mosaico da M31 por Robert Gendler
crédito©: Robert Gendler (robgendlerastropics.com)

Constelação de Lyra


A constelação de Lira e as suas vizinhanças.

Depois de Hércules segue-se a constelação de Lira. Esta, embora mais pequena, é facilmente identificável em virtude de possuir uma das estrelas mais brilhantes do céu nocturno : Vega. Na figura 1 indicam-se algumas das estrelas de Lira.


Vega (alfa-Lyr) é a estrela mais brilhante desta constelação e a quinta estrela mais brilhante do céu. Dista cerca de 25 anos luz do Sol. É cerca de três vezes mais massiva do que o nosso Sol e tem um luminosidade 50 vezes superior. É uma estrela de tom azul-branco muito mais jovem do que o Sol. Em 1983 o satélite IRAS (Infra Red Astronomy Satellite) detectou um disco de poeiras frias em torno de Vega o que pode ser o pronuncio da formação de um novo sistema planetário semelhante ao nosso. Um dos mais famosos sistemas estelares quádruplos é epsilon-Lyr. O sistema é vulgarmente designado por Double Double. Numa noite clara e sem Lua é possível identificar as duas estrelas mais brilhantes ambas com magnitude 5.1. Cada uma destas estrelas é por sua vez um sistema binário. A separação das duas estrelas requer em qualquer dos casos um certo poder de ampliação.

Sheliak (beta-Lyr)
é uma estrela de cor esbranquiçada cuja magnitude varia entre 3.4 e 4.3 cada 12 dias e 22 horas. A mudança de brilho resulta da ocultação provocada pela passagem de uma estrela menos brilhante. De facto a observação com grandes telescópios revela que Sheliak possui uma companheira de magnitude 8. Este sistema é um sistema binário próximo, ou seja, um sistema binário no qual a distância de separação entre as duas estrelas é muito pequena. A estrela primária (a mais brilhante), uma gigante do tipo B7, apresenta uma certa deformação devido à influência da sua companheira. Julga-se que a estrela secundária tem uma massa muito superior à primária acretando continuamente matéria desta. Este processo conduz à formação de um disco gasoso em torno da estrela diminuindo assim o seu brilho. Outra estrela dupla variável é delta-Lyr. O par é constituído por uma estrela azul-branca da sequência principal de magnitude 5.6 e por uma gigante vermelha de brilho variável. A magnitude desta última varia aleatoriamente de forma semi-regular entre 4.0 e 5.0. A separação das duas pode conseguir-se através de uns bons binóculos.


A Nebulosa do Anel
 (M57) é uma nebulosa planetária. Este tipo de objectos celestes pode formar-se quando uma estrela semelhante ao nosso Sol atinge as fases finais da sua vida. Depois de passas pela fase de gigante vermelha a estrela liberta as suas camadas mais exteriores formando uma nebulosa em torno do núcleo que evolui para uma anã branca. No caso de M57 esta anã branca tem magnitude 15 estando, por isso, fora do alcance dos telescópios amadores. Quanto à nebulosa circundante pode ser observada mesmo com telescópios de abertura 10mm aparecendo, neste caso, como uma pequena mancha branca. Pode encontrar-se, com maior ou menor dificuldade, entre as estrelas gama-Lyr e beta-Lyr como se mostra na figura 2.

Anã marron errante, descoberta a 9 anos-luz da Terra, nos lembra um Júpiter solitário

A anã marrom UGPSJ0722-05 encontrada a 9 anos luz da Terra é um objeto-sub-estelar solitário.

Um dos objetos de grande porte vizinho do Sol recém descoberto é um corpo cujo tamanho regula com o de Júpiter e reside a apenas 9 anos-luz de distância de nós, afirmaram os astrônomos em abril de 2010.Quando as nuvens suficientemente grandes de poeira e gás colapsam sob sua própria gravidade, temperaturas e pressões em seus corações se elevam o suficiente para desencadear a fusão nuclear. Quando isso acontece, nasce uma estrela no Universo.
 
Comparação dos tamanhos do Sol (Sun), uma anã vermelha (Low Mass Star), uma anã marrom (Brown Dwarf), Júpiter e a Terra (Earth). Estrelas com menor massa que o Sol são menores, mais frias e muito mais tênues na luz visível. As anãs marrons têm menos de 7,5% da massa do Sol o que é insuficiente para sustentar a nucleossíntese, o processo que mantém as estrelas aquecidas. Estes globos são quase impossíveis de serem detectados na luz visível, mas se destacam nas frequências do infravermelho. As anã marrons têm um tamanho um pouco maior que o de Júpiter, mas conseguem sustentar até 75 vezes mais massa e podem conter sistemas planetários próprios. Crédito: NASA

Como nascem as anãs marrons?

Quando a nuvem primordial é pequena, as condições interiores da fusão jamais disparam o mecanismo de nucleossíntese estelar o objeto fracassa em se tornar uma estrela. Estas estrelas falhadas são conhecidas por anãs marrons (ou anãs castanhas) não são tão raras no Universo como se poderia supor. As anãs-marrons são objetos com massa entre 0,012 M☼ e 0,075 M☼ (M☼ = massa do Sol), algo entre 13 MJ* e 75 MJ (MJ = massa de Júpiter).
Além disso, a anãs marrons têm muito em comum com o planeta Júpiter, que tem uma massa menor, mas possui tamanho e composição semelhantes a esses objetos sub-estelares. Se Júpiter tivesse se formado sozinho, nas profundezas do espaço, poderia eventualmente ser classificado como uma estrela falhada (na verdade seria considerada uma ‘sub-anã-marrom*’, conforme os padrões da UAI*, veja as explicações sobre estes critérios no tópico “Uma anã marrom pode ser considerada um planeta?” em “Anãs marrons gêmeas no sistema 2M 0939 são os objetos sub-estelares mais tênues já observados*”).
A anãs marrons foram descobertas em pela primeira vez em 1995 e, desde então, centenas de astrônomos descobriram que elas orbitam outras estrelas, que orbitam uma em torno de outra ou simplesmente vagam sozinhas pelo espaço interestelar. Ninguém sabe com certeza quantas anãs-marrons existem por aí, mas uma melhor estimativa sugere que há uma anã marrons para cada três estrelas, o que significa que há muito ainda a ser descoberto.
Concepção artística de um berçário estelar, à medida que uma estrela nasce a partir do gás e poeira girando na nuvem proto-estelar. As anãs marrons se formam da mesma maneira que as estrelas, apenas não têm massa suficiente para iniciar sua ignição e realizar a nucleossíntese estelar do hidrogênio. Crédito: NASA/JPL-Caltech

UGPSJ0722-05

Por isso, a nova notícia de que Philip W. Lucas, da Universidade de Hertfordshire e seus colegas descobriram um desses objetos em nossa vizinhança, não é totalmente inesperada. Eles chamaram este objeto de uma forma bem pouco romântica: UGPSJ0722-05. Lucas e seus colegas dizem que este corpo tem um raio similar ao de Júpiter e uma temperatura de cerca de 500 K. Isto faz do objeto a anã marrom mais fria já descoberta. Devido a baixa temperatura, para uma anã marrom, a este objeto foi atribuída a inédita classificação espectral T10.
Ilustração de uma anã marrom da classe espectral T
Estudos espectroscópicos mostram sinais de uma atmosfera composta de metano e vapor d’água. Infelizmente, por se tratar de um corpo solitário, a sua massa apresenta um alto grau de incerteza, podendo estar entre 5 e 30 MJ. Assim, se a massa de UGPSJ0722-05 for confirmada estar abaixo de 13 Mj*, este corpo poderá ser reclassificado para ‘sub-anã-marrom’*.

Fonte para debates

Esta combinação de temperatura e assinatura da presença de água faz de UGPSJ0722-05 um tópico de conversa fascinante entre os astrobiólogos. Sabemos que as belas faixas coloridas de Júpiter são o resultado de moléculas orgânicas em sua atmosfera. Assim, a questão sobre o que pode estar flutuando na atmosfera de UGPSJ0722-05 será tema de um acirrado debate na comunidade astronômica.
E temos mais surpresas! Parte deste discussão será focada em outra observação interessante desse corpo: sua atmosfera contém também algo que está absorvendo a radiação em um comprimento de onda de 1,25 micrômetros. Até agora, ninguém foi capaz de explicar essa propriedade misteriosa de absorção, mas pode sugerir que UGPSJ0722-05 é um tipo inédito de anã marrom…
O melhor de tudo isto é o fato deste objeto estar a apenas 9 anos-luz de distância, tornando-se um dos 10 vizinhos estelares mais próximos do Sol e um forte candidato para uma pesquisa mais detalhada no futuro próximo. Nós esperamos ouvir em breve mais sobre UGPSJ0722-05 de Lucas e colegas. Um nome digno para esta anã-marrom (ou sub-anã-marrom*?), já seria um bom começo.
Créditos: http://eternosaprendizes.com/2010/05/04
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