18 de nov de 2010

Irmãs do céu empoeirado

Esbarrando em nuvens de poeira cósmica localizadas a aproximadamente 400 anos-luz de distância da Terra estão as amáveis Plêiades ou as Sete Irmãs, um aglomerado de estrelas muito bem conhecido pelo fato de brilhar como uma nebulosa de reflexão azul. No céu empoeirado na direção da constelação de Taurus e no Braço de Orion da Via Láctea, essa impressionante imagem mostra o famoso aglomerado de estrelas no canto superior esquerdo. Mas menos conhecida as nebulosas empoeiradas localizadas ao longo da fértil região da nuvem molecular, dentro de um campo de 10 graus de largura incluindo a imagem da feição em forma de pássaro conhecida como LBN 777, próximo ao centro da imagem. A nebulosa de reflexão azulada VdB 27 no canto inferior direito está associada com a estrela nova e variável RY Tau. Considerando a distância das Plêiades o mosaico se espalha por 70 anos-luz de comprimento.

Hubble detecta nascimento de estrelas em galáxias envelhecidas

Fusão com galáxias menores rejuvenesce as antigas galáxias elípticas
Cientistas costumavam acreditar que galáxias elípticas era relíquias antigas, onde o auge do surgimento de novas estrelas teriam ficado bilhões de anos no passado.
No destaque, o núcleo de NGC 4150, com a região de novas estrelas em azul.HST/Nasa-ESA
Mas novas observações do Telescópio Espacial Hubble estão ajudando a mostrar que as galáxias elípticas ainda têm algum vigor juvenil, graças ao contato com galáxias menores. Imagens do núcleo da galáxia NGC 4150, feitas na faixa do ultravioleta próximo, revelam fiapos de poeira e gás e aglomerados de jovens estrelas azuis, com bem menos de um bilhão de anos de idade. A evidência indica que o nascimento de estrelas foi desencadeado pela fusão com uma galáxia anã. O novo estudo ajuda a reforçar a ideia de que a maioria das galáxias elípticas tem estrelas jovens. "Acreditava-se que as galáxias elípticas já haviam produzido todas suas estrelas bilhões de anos atrás", diz o astrônomo Mark Crockett, da Universidade de Oxford, líder das observações do Hubble.  "Elas já teriam consumido todo o gás para fazer novas estrelas. Agora, estamos descobrindo sinais de nascimento de estrelas em muitas galáxias elípticas, alimentado principalmente pela canibalização de galáxias menores". As imagens do Hubble revelam atividade turbulenta no núcleo galáctico. Aglomerados de jovens estrelas azuis formam um anel ao redor do centro. Esse berçário de estrelas tem um diâmetro de cerca de 1.300 anos-luz. Longos fios de poeira aparecem em silhueta de encontro ao núcleo amarelado, que é composto por estrelas mais velhas.

Westerlund 1

O exame aberto Westerlund 1 foi descoberto na Austrália em 1961 pelo astrónomo sueco Bengt Westerlund, o qual foi posteriormente Director do ESO (1970-74). Este enxame encontra-se por trás de uma enorme nuvem interestelar de gás e poeira, que bloqueia a maior parte da radiação visível. O fator de obscurecimento é de mais de 100 000, e é a razão pela qual se demorou tanto tempo a descobrir a verdadeira natureza deste enxame tão particular. Westerlund 1 é um laboratório natural único no estudo da física estelar extrema, ajudando os astrónomos a descobrir como vivem e morrem as estrelas de maior massa da nossa Via Láctea. A partir de observações, os astrónomos concluíram que este enxame extremo deve conter, muito provavelmente, nada menos do que 100 000 vezes a massa do Sol, e todas as suas estrelas se situam numa região com menos de 6 anos-luz de comprimento. Westerlund 1 parece ser assim o enxame jovem de maior massa mais compacto identificado na galáxia da Via Láctea. Todas as estrelas do Westerlund 1 analisadas até agora têm massas da ordem de 30-40 vezes a massa solar. Uma vez que estas estrelas têm uma vida bastante curta - em termos astronómicos - Westerlund 1 tem que ser bastante jovem. Os astrónomos determinaram que a sua idade se situa entre os 3.5 e os 5 milhões de anos. Assim, Westerlund 1 é claramente um enxame “recém-nascido” na nossa galáxia.

Estrelas Supermassivas

Após as camadas externas de uma estrela crescerem mais do que cinco massas solares, ela se inchará em uma supergigante vermelha. O núcleo começa a perder para a gravidade e a encolher. Quanto mais ele encolhe, mais se torna quente e denso e uma nova série de reações nucleares começa a ocorrer. Essas reações fundem progressivamente elementos pesados, temporariamente adiando o colapso do núcleo. 
As camadas "tais como de uma cebola" de uma estrela massiva próxima do colapso de seu núcleo. (fora de escala)
Eventualmente, a estrela prossegue para elementos mais pesados na tabela periódica, fusão silício para ferro-56. Até então, a estrela tinha sido mantida pela energia liberada pelas reações de fusão de elementos mais leves, mas o ferro não pode fornecer energia através da fusão; ao invés disso, a fusão do ferro absorve energia. Uma vez que isto ocorra, não haverá mais o fluxo de energia para se contrapor à enorme força da gravidade, e o interior da estrela colapsa quase instantaneamente. O que acontece a seguir não é ainda claramente compreendido. Mas o que quer que seja isto causa uma tremenda explosão de supernova em uma fração de segundo. Como o acompanhado surgimento de neutrinos inicia uma onda de choque enquanto o contínuo jato de neutrinos ejeta muito do material acumulado da estrela — os co-denominados elementos sementes, mais leves que ou iguais ao ferro — para o espaço. Alguma parte desta massa ejetada é bombardeada por neutrinos, sendo capturados por estes átomos, criando o espectro de materiais mais pesados que o ferro incluindo elementos radioativos, além do urânio. Sem as supernovas, elementos mais pesados que o ferro não poderiam existir. A onda de choque e os jatos de neutrinos continua propelindo o material para longe da estrela moribunda para o espaço inter-estelar. Então, fluindo através do espaço, o material das supernovas deverá colidir com outros restos estelares, talvez para formar novas estrelas, planetas ou luas, ou para servir com material suporte para uma vasta variedade de formas de vida. A ciência moderna não tem uma clara compreensão do real mecanismo da explosão da supernova, nem o que exatamente resta da estrela original. Haveria duas possibilidades:

Estrelas de nêutrons

É sabido que em algumas supernovas, a intensa gravidade no interior das supergigantes força os elétrons para dentro do núcleo atômico, onde eles se combinam com os prótons para formar nêutrons. A força eletromagnética que mantém o núcleo separado é suplantada (proporcionalmente, se o núcleo fosse do tamanho de um grão de poeira, o átomo deveria ser do tamanho de um estádio de futebol), e o núcleo inteiro da estrela se torna nada mais que uma densa bola de nêutrons ou um gigantesco núcleo atômico.
Estas estrelas, conhecidas como estrelas de nêutrons, são extremamente pequenas — não maiores que o tamanho de uma grande cidade — e fenomenalmente densas. Seu período de revolução pode ser extremamente curto, com algumas girando acima de 600 revoluções por segundo. Quando estas estrelas de rotação rápida têm seus polos magnéticos norte ou sul alinhados com a Terra, um pulso de radiação é recebido a cada rotação. Tais estrelas de nêutrons são conhecidas como pulsares, e foram as primeiras estrelas de nêutrons descobertas.

Buracos Negros

É amplamente aceito que nem todas as supernovas formam estrelas de nêutrons. Se a massa da estrela é suficientemente alta, os nêutrons em si serão esmagados e a estrela colapsará até o raio se tornar menor que o raio de Schwarzschild. A estrela se tornará então um buraco negro. Os buracos negros são preditos pela teoria da relatividade geral. De acordo com a relatividade geral clássica, nenhuma matéria ou informação pode fluir do interior de um buraco negro para um observador externo, embora efeitos quânticos devam permitir desvios desta regra restrita. A existência de buracos negros no universo é bem apoiada pela teoria e pelas observações astronômicas. Porém, ainda existem questões em aberto. A compreensão atual do colapso estelar não é suficientemente boa para afirmar se é possível colapsar diretamente para um buraco negro sem uma supernova, se há supernovas que irão formar buracos negros, ou qual a exata relação entre a massa inicial da estrela e a massa final do objeto remanescente.

Imagem de uma estrela de nêutrons

                                          A estrela de nêutrons tem o campo magnético mais forte do universo
Agência Espacial Européia (ESA) divulgou a imagem de uma estrela de nêutrons que tem o campo magnético mais forte do universo. Segundo a agência Européia, o telescópio espacial XMM-Newton tem descoberto novos dados sobre as explosões que emitem campo magnético. O Magnetar (estrela do nêutrons) tem um campo magnético de 100 trilhões de Gauss e está a 20 mil anos-luz de distância, em direção a constelação de Vulpecula.
Fonte: http://noticias.terra.com.br/ciencia/

Novas Imagens do WISE Revelam Estranha Criatura no Oceano Cósmico

Essa imagem é uma composição mostrando duas visões da estrela moribunda, ou da nebulosa planetária conhecida como NGC 1514. A visão da esquerda é obtida pelos telescópios baseados na Terra e feita com a luz visível, e a imagem da direita mostra o objeto na luz infravermelha, como vista pelo Wide-field Infrared Survey Explorer ou WISE da NASA. Crédito da Imagem: NASA/JPL – Caltech/UCLA

Uma nova imagem feita pelo Wide-field Infrared Survey Explorer da NASA mostra o que parece ser uma água-viva brilhante flutuando no fundo de um mar negro. Na realidade, essa criatura pertence ao universo – ela é uma estrela moribunda que está envolta por um gás fluorescente e dois anéis bem incomuns. Eu me lembrei da exibição de águas-vivas no Monterey Bay Aquarium – belas coisas flutuando na água, exceto por essa que está flutuando no espaço”, disse Edward Wrigth, o principal pesquisador da missão WISE na UCLA, e o coautor de um artigo que relata essa descoberta no Astronomical Journal.
 
O objeto é conhecido como NGC 1514, e algumas vezes é chamado de Nebulosa da Bola de Cristal, pertence à classe de objetos conhecidos como nebulosas planetárias, que se formam quando estrelas morrem e arremessam suas camadas externar de material. A luz ultravioleta da estrela central, ou nesse caso do par de estrelas, faz com que o gás fique fluorescente com uma luz colorida. O resultado as vezes é bonito, esses objetos são conhecidos também como as borboletas do espaço. A NGC 1514 foi descoberta em 1790 por Sir William Herschel, que notou que esse fluido brilhante poderia não ser um aglomerado de estrelas apagadas como se suspeitava originalmente. Herschel tinha anteriormente definido o termo de nebulosas planetárias para descrever objetos similares com formas circulares parecidas com planetas.
 
Nebulosas planetárias com asas assimétricas de nebulosidade são comuns. Mas nada se assemelha com os novos anéis descobertos ao redor da NGC 1514. Os astrônomos dizem que os anéis são feitos de poeira ejetada pelo par de estrelas moribundas localizadas no centro da NGC 1514. Essa explosão de poeira colidiu com as paredes de uma cavidade que já havia sido formada pelos ventos estelares que então formaram os anéis. Eu apenas fui procurar um dos meus objetos favoritos no nosso catálogo do WISE e fiquei chocado ao ver esses estranhos anéis”, disse Michael Ressler, um dos membros da equipe de ciências do WISE no Laboratório de Propulsão a Jato da NASA em Pasadena na Califórnia, e principal autor do artigo para o Astronomical Journal.
 
Ressler tornou-se um aficionado pelo objeto anos atrás enquanto ele acampava no deserto e o observava com um pequeno telescópio. É engraçado como as coisas acontecem na nossa vida”, disse ele”. O WISE foi capaz de registrar os anéis pela primeira vez pois sua poeira está sendo aquecida e brilha com luz infravermelha que é então registrada pelo WISE. Na luz visível os anéis estão escondidos, sendo obscurecidos pelo brilho fluorescente da nuvem de gás. “Esse objeto tem sido estudado por mais de 200 anos, mas o WISE nos mostrou que ele ainda pode nos surpreender”, disse Ressler”.
 
A luz infravermelha foi colorida e codificada na nova imagem do WISE, onde a cor azul representa a luz com comprimento de onda de 3.4 mícron, a cor turquesa é a luz com 4.6 mícron, verde é a luz com 12 mícron e vermelho é a luz de 22 mícron. Os anéis de poeira são representados em laranja. O brilho esverdeado no centro é uma concha de material mais interno, que foi expelida mais recentemente do que a concha mais externa que é muito apagada para ser vista na imagem infravermelha do WISE. O ponto branco no meio é o par de estrelas centrais, que são tão próximas que o WISE as observa como um único ponto.
 
Ressler disse que a estrutura da NGC 1514, que pensava-se ser única é provavelmente similar de maneira geral à geometria de outra nebulosa, a Nebulosa da Ampulheta. A estrutura parece diferente na imagem do WISE pois os anéis são detectáveis somente devido ao seu calor, eles não são fluorescentes no comprimento de onda do visível como são em outros objetos. Descobertas inesperadas como essa são comuns em missões de busca como o WISE, que vasculha o céu como um todo. O WISE tem vasculhado o céu no comprimento de onda do infravermelho desde Janeiro de 2010, catalogando centenas de milhões de asteroides, estrelas e galáxoas.
 
No final de Setembro, após cobrir o céu uma vez e meia, ele esgotou todo o seu líquido congelado que era necessário para manter os instrumentos do WISE na temperatura adequada para trabalhar. A missão, agora chamada de NEOWISE ainda está vasculhando o céu com dois de seus detectores infravermelhos, focando primariamente em cometas e asteroides incluindo objetos próximos da Terra, que são corpos que possuem uma órbita que passa relativamente perto da órbita da Terra ao redor do Sol.
 
A equipe de ciências do WISE disse que mais objetos como a NGC 1514 com certeza serão descobertos no conjunto de dados obtidos pela missão, o primeiro conjunto desses dados será lançado para a comunidade astronômica no outono de 2011. Os outros autores do estudo são Martin Cohen do Mnterey Institute for Research in Astronomy, em Marina, Califórnia; Stefanie Wachter e Don Hoard do Spitzer Science Center da NASA no California Institute of Technology em Pasadena na Califórnia e Amy Mainzer do JPL da NASA.

Detalhe da Nebulosa do Haltere

                          Close-Up de M27, a Nebulosa do Haltere. Crédito: NASA / ESA e da equipe do Hubble (STScI / AURA)
Uma estrela já velha em seu último suspiro está criando nós brilhantes de gás que parecem estar listrando o espaço nessa imagem detalhada da Nebulosa do Haltere feita pelo Telescópio Espacial Hubble.A Nebulosa do Haltere é uma nebulosa planetária próxima, localizada a 1200 anos-luz de distância da Terra e é o resultado de uma velha estrela que está perdendo suas camadas mais externas e que estão brilhando em diferentes cores. A nebulosa também é conhecida como o objeto Messier 27, ou M27, e foi a primeira nebulosa planetária descoberta pelo astrônomo francês Charles Messier que a registrou em 1764.
Fonte: http://spacefellowship.com/news/art23886/picture-of-the-day-close-up-of-the-dumbbell-nebula.html

Cientistas descobrem estrelas duplas que estão prestes a explodir

Anãs brancas dos sistemas binários descobertos estão a ponto de se fundir em explosões de supernova
Ilustração do processo de transferência de massa entre componentes de binária./Divulgação
 
Pesquisadores que rastreavam estrelas supervelozes que estão escapando da Via-Láctea anunciam que a busca também revelou uma dezena de sistemas de estrelas duplas, metade dos quais pode explodir como supernovas num futuro astronomicamente próximo.
Todas as estrelas binárias recém-descobertas consistem em pares de anãs brancas. Uma anã branca é o núcleo que resta depois que uma estrela semelhante ao Sol expele suas camadas externas e morre. Essas estrelas são muito densas, reunindo uma massa próxima à do Sol num volume comparável ao da Terra. "Esses são sistemas bizarros: objetos do tamanho da Terra que orbitam um ao outro a uma distância menor que o raio do Sol", disse o astrônomo Warren Brown, principal autor dos dois artigos científicos que descrevem as descobertas, do Centro de Astrofísica Harvrad-Smithsonian. As anãs brancas descobertas nessa pesquisa são leves em comparação com a média da categoria, contendo apenas cerca de 20% da massa do Sol. São feitas quase que inteiramente de hélio, ao contrários das anãs brancas normais, compostas de carbono e oxigênio. "Essas anãs brancas passaram por um programa radical de emagrcimento", disse Carlos Allende Prieto, coautor do estudo. "Essas estrelas estão em órbitas tão apertadas que forças de maré causaram grandes perdas de massa". Ao orbitar tão perto uma da outra, as anãs brancas afetam o espaço-tempo, criando ondas gravitacionais. Essas ondas carregam a energia orbital para longe, fazendo com que os astros se aproximem cada vez mais. Metade dos sistemas acabará numa fusão do par de astros. Uma das duplas vai se fundir dentro de 100 milhões de anos. Quando duas anãs brancas se fundem, a massa combinada pode causar a detonação de uma supernova Tipo Ia. A equipe de Brown sugere que os sistemas binários descobertos podem ser uma das fontes das chamadas supernovas subluminosas, um tipo raro de explosão estelar que tem apenas 1% da intensidade de uma do Tipo Ia.
Fonte:http://www.estadao.com.br/noticias

Constelação Cabeleira de Berenice

Características da constelação:
Uma pequena e fraca constelação adjacente a Boieiro, que foi introduzida por Tycho Brahe por volta de 1602. A constelação é notável pelo número de galáxias que contém, que pertencem aos enxames de galáxias da Cabeleira de Berenice e de Virgem. As estrelas que formam a constelação não são muito interessantes para se olhar, pois são apenas estrelas de 4ª magnitude, incluindo três estrelas de Bayer. No entanto existem uns razoáveis binários, oito objectos de Messier e o enxame da Cabeleira. De Denébola (beta Leonis) desenhe uma linha até à brilhante estrela a sudeste, Arcturo (alpha Bootis). Alpha Comae encontra-se nesta linha mais ou menos a meio. Agora proceda norte de alpha Comae até beta Comae e depois oeste mais ou menos a mesma distância até gamma Comae.

 Estas três estrelas formam metade de um rectângulo quase perfeito. Não são muito brilhantes, e precisará de ter um céu bem escuro para as estudar. Alpha Comae, por vezes chamada Diadem, tem o mesmo diâmetro que o Sol, e encontra-se a 62 anos-luz de distância com uma luminosidade de quase 3. É um binário de rápido movimento (ver abaixo) e situa-se no mesmo campo de visão que o enxame globular M53 (ver abaixo). Beta Comae é na verdade a estrela mais brilhante da constelação, e certamente a mais próxima, a 27 anos-luz. Também tem um diâmetro igual ao do Sol. Gamma Comae é uma estrela cor-de-laranja a cerca de 260 anos-luz de distância. Fica na mesma região que o bem conhecido Enxame da Cabeleira, mas não é um membro desse grupo.

História da constelação:

A constelação de Cabeleira de Berenice refere-se a história clássica do cabelo de Berenice, a esposa de Ptolomeu III do Egipto. Enquanto a sua história é antiga, a constelação é relativamente nova, sendo introduzida por Tycho Brahe por volta de 1602. De acordo com a história, Ptolomeu tinha empreendido uma longa guerra com os Assírios, pois tinham morto a sua irmã. Quando Ptolomeu regressava triunfante da guerra, a sua esposa Berenice tinha cerimoniosamente cortado as suas magníficas tranças e dado a Afrodite, estendidas no altar do seu templo. À medida que as festividades da noite procediam, descobriu-se que o cabelo tinha desaparecido. Os sacerdotes eram sacrificados, se o cabelo não fosse encontrado. Foi o astrónomo Conon de Samos que veio em seu auxílio - proclamando que Afrodite tinha aceitado o presente de Berenice, que agora brilham nos céus perto de Leão.
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