25 de nov de 2010

Sonda da NASA Registra Avalanches de Rochas Que Ocorreram na Cratera Robinson na Lua

Encosta norte dentro da cratera Robinson. LROC NAC M114259768R, 0,52 m / pixel, a largura da imagem é 620 m, a luz do sol é do lado direito. direção da inclinação é de cima para baixo da imagem de Crédito: NASA / GSFC / Arizona State University
Uma cratera de impacto muda sua forma com tempo devido a vários processos de degradação, como escorregamentos de suas paredes, preenchimento com depósitos de ejeção de outros impactos e atividades vulcânicas. Avalanches de rochas como mostrada na figura também contribui para modificar a forma das crateras aos poucos.
Contexto mapa da cratera Robinson. centro da imagem é 314,0 ° E, 59,1 ° N. LROC WAC 100 m / mosaico monocromático px global sobreposta pela cor WAC DTM 500 m / px. A caixa azul corresponde à pegada da imagem de hoje NAC em destaque. Crédito: NASA / GSFC / Arizona State University
Múltiplas linhas formadas por frentes de fluxo nessa imagem evocam para a ocorrência de feições de fluxos líquidos Newtonianos, especialmente fluxos lamosos. Feições similares também tem sido encontradas em Marte e são interpretadas como representantes de fluxos lamosos recentes. A água não é estável na superfície da Lua, exceto talvez na forma de gelo e em crateras que estão permanentemente mergulhadas na sombra, então esses fluxos são secos por onde fluem na verdade rochas. Talvez, algumas dessas feições de fluxos em Marte que acredita-se sejam indicativos de fluxos lamosos, sejam na verdade, fluxos granulares secos.
Fonte: http://spacefellowship.com/news/art24034/rock-avalanche-in-robinson-crater.html

Poeira Estelar em Áries

Essa composição em poeira estelar cobre quase 2 graus no céu em uma região próxima à borda da constelação zodiacal de Aries localizada no plano da nossa galáxia, a Via Láctea. No canto inferior direito dessa magnífica paisagem celeste está a empoeirada e azulada nebulosa de reflexão que envolve uma estrela brilhante catalogada como van den Bergh 13 (vdB 13) localizada a aproximadamente 1000 anos-luz de distância. Nessa distância estimada, a pintura cósmica aqui reproduzida tem aproximadamente 30 anos-luz de comprimento. Também envolvida pelo brilho disperso e azul, a vdB 16 localiza-se no canto superior esquerdo, enquanto que uma nebulosa negra e empoeirada se espalha por toda a cena, principalmente na região central. Localizadas próximas da borda de uma grande nuvem molecular, elas podem esconder estrelas recém formadas e objetos estelares jovens chamados de protoestrelas dos olhos simples de telescópios ópticos. Em colapso devido a sua própria gravidade, as protoestrelas se formam ao redor de densos núcleos embebidos na nuvem molecular.

Astrônomos Pesquisam Filamentos Localizados Entre Ilhas de Galáxias

Os astrônomos têm registrado o sinal de uma galáxia incomum que tem iluminado com isso novos detalhes sobre uma ponte que conecta duas ilhas massivas do universo. A pesquisa foi em parte conduzida pela equipe do Telescópio Espacial Spitzer da NASA.

Leia matéria completa em: http://cienctec.com.br/wordpress/?p=6342

Galáxia Semelhante a uma Boneca Russa Revela o Verdadeiro Poder de Um Buraco Negro

                   A galáxia NGC 7793. Esta imagem combina raios-X e dados ópticos tomadas com três telescópios.
Seguindo um estudo que mostra o efeito de uma galáxia miniatura enterrada dentro de uma galáxia de tamanho normal – como uma boneca russa – os astrônomos usando o telescópio CSIRO concluiu que buracos negros massivos são mais poderosos do que se pensava antes.Uma equipe internacional de astrônomos liderada pelo Dr. Manfred Pakull da University of Strasburg na França descobriu o que ele chama de um microquasar – um pequeno buraco negro, com o peso similar ao de uma estrela, que emite jatos de ondas de rádio – emitindo partículas no espaço. Chamado de S26, o buraco negro se localiza dentro de uma galáxia regular conhecida como NGC 7793, que está localizada a uma distância de 13 milhões de anos-luz da Terra na direção da constelação do Sculptor. No começo de 2010 Pakull e seus colegas observaram o S26 com telescópios ópticos e infravermelhos, o Very Large Telescope do European Southern Observatory e o Telescópio Espacial Chandra da NASA. Agora eles fizeram novas observações com o rádio telescópio Compct Array do CSIRO. Essas observações mostram que o S26 é quase que um análogo perfeito de rádio galáxias e rádio quasares bem maiores. Rádio galáxias e rádio quasares poderosos estão quase que extintos atualmente, mas eles dominaram o início do universo há bilhões de anos atrás, como dinossauros cósmicos. Esse objetos possuem grandes buracos negros, bilhões de vezes mais massivos que o Sol, que emitem imensos jatos de rádio que se esticam por milhões de anos-luz espaço a dentro.
Os astrônomos estão trabalhando por décadas para entender como esses buracos negros formam esses gigantescos jatos e quanto da energia do buraco negro esses jatos transmitem. Esse gás é o material bruto para formação de estrelas e o efeito dos jatos em estrelas em formação tem sido debatido intensamente.
“Medir o poder dos jatos dos buracos negros, e então seu efeito de aquecimento, normalmente é uma tarefa difícil de ser feita”, disse o coautor do trabalho Roberto Soria da University College London, que fez as observações no comprimento de onda do rádio. “Com esse objeto incomum, um rádio quasar de miniatura em nosso quintal, nós temos a oportunidade única de estudar esses jatos energéticos”. Usando a combinação de dados ópticos, dados de raios-X e dados de rádio, os cientistas foram capazes de determinara quanto da energia desses jatos foi usada para aquecer o gás ao redor, e quanto do jato brilhou no comprimento de onda de rádio. Eles concluíram que somente um milionésimo da energia estava criando o brilho no comprimento de ondas de rádio.
“Isso sugere que em galáxias maiores os jatos são milhares de vezes mais poderosos do que se estimou dessa emissão de rádio”, disse o Dr. Tasso Tzioumis do CSIRO Astronomy and Space Science.
“Isso significa que os jatos do buraco negro podem ser tanto mais poderosos como mais eficientes do que se pensava antes e que o efeito de aquecimento que ele causa na galáxia em que vivem pode ser muito mais forte”. O estudo foi possível graças a uma recente atualização para o Compact Array, que permite que o equipamento trabalhe nesse tipo de pesquisa cinco vezes mais rápido do que trabalhava antes.

Faixa 'desaparecida' de Júpiter está ressurgindo, dizem cientistas

Faixa foi camuflada por nuvens brancas, que começam a se dissipar e a abrir caminho para material escuro
                                                                                  ASA/JPL/UH/NIRI/Gemini
                               (Sobreposição de imagens infravermelhas mostra começo da limpeza da camada de nuvens)
Novas imagens da Nasa indicam que uma das faixas que "desapareceu" da atmosfera no planeta Júpiter há alguns meses está dando sinais de retornar. As novas observações ajudarão os cientistas a entender melhor a interação entre os ventos do planeta gigante e a química de suas nuvens. No primeiro semestre, astrônomos amadores notaram que uma antiga faixa de coloração marrom, conhecida como Cinturão Equatorial Sul, logo abaixo do equador do planeta, havia embranquecido. No início de novembro, o astrônomo amador Christopher Go, das Filipinas, viu um ponto incomumente brilhante na área onde antes ficava a faixa. O fenômeno chamou a atenção dos cientistas da Nasa. Depois de realizar observações com vários telescópios, os pesquisadores agora acreditam que a faixa está mesmo voltando. "O motivo pelo qual Júpiter pareceu 'perder' a faixa - que se camuflou entre as faixas brancas ao redor - é que ventos secos que mantinham a região sem nuvens pararam", disse Glenn Orton, pesquisador do Laboratório de Propulsão a Jato (JPL) da Nasa.
"Uma das coisas que estávamos procurando nas imagens de infravermelho era evidência de que o material escuro emergindo a oeste da mancha brilhante era, na verdade, o início da limpeza da camada de nuvens, e foi exatamente o que vimos".Essa camada de nuvens brancas é feita de gelo de amônia. Quando as nuvens brancas flutuam até altas altitudes, elas encobrem o material marrom, que fica mais abaixo. Num intervalo de algumas décadas, o Cinturão Equatorial Sul fica completamente branco por até três anos, um evento que intrigava os cientistas. A faixa branca não foi a única coisa a mudar no planeta. Ao mesmo tempo, a Grande Mancha Vermelha tornou-se mais escura. Orton disse que a cor da mancha - uma tempestade que tem três vezes o tamanho da Terra e já dura mais de um século - provavelmente ficará mais brilhante à medida que o cinturão retorna.

Resolvido Mistério de Estrela Pulsante

   Até agora, os astrônomos dispunham de duas previsões teóricas incompatíveis para a massa das cefeidas
               ESO/L. Calçada( Ilustração da estrela dupla OGLE-LMC-CEP0227, onde a menor das duas é uma    cefeida)
Ao descobrir a primeira estrela dupla onde uma Cefeida variável pulsante e outra estrela passam em frente uma da outra, uma equipa internacional de astrónomos desvendou um mistério de décadas. O alinhamento raro das órbitas das duas estrelas no sistema estelar duplo permitiu fazer uma medição da massa da Cefeide com uma precisão sem precedentes. Até agora, os astrónomos dispunham de duas previsões teóricas incompatíveis para a massa das Cefeides. O novo resultado mostra que a predição vinda da teoria da pulsação estelar está correcta, enquanto que a predição feita a partir da teoria de evolução estelar não está de acordo com as novas observações. Os novos resultados da equipa liderada por Grzegorz Pietrzyński (Universidad de Concepción, Chile, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polónia) saem no número de 25 de Novembro de 2010 da revista Nature. Grzegorz Pietrzyński fala deste resultado extraordinário: “Utilizando o instrumento HARPS montado no telescópio de 3.6 metros no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, juntamente com outros telescópios, medimos a massa de uma estrela Cefeide com uma precisão muito maior do que qualquer estimativa anterior. Este novo resultado permite-nos dizer imediatamente qual das duas teorias em competição utilizadas para prever a massas das Cefeides está correcta.” As estrelas variáveis clássicas Cefeides, normalmente conhecidas apenas por Cefeides, são estrelas instáveis muito maiores e muito mais brilhantes do que o Sol. Expandem-se e contraem-se de forma regular, levando entre cerca de alguns dias até alguns meses para completar o ciclo. O tempo que levam a tornar-se mais luminosas e depois menos é maior para as estrelas que são mais luminosas e mais curto para as que são menos luminosas. Esta relação tão extraordinariamente precisa torna o estudo das Cefeides um dos métodos mais eficazes na medição de distâncias a galáxias próximas e a partir daí no mapeamento da escala de todo o Universo. Infelizmente, e apesar da sua importância, as Cefeides ainda não são completamente compreendidas. As predições das massas que derivam da teoria das estrelas pulsantes são 20-30% menores que as predições feitas utilizando a teoria de evolução estelar. Esta discrepância é conhecida desde os anos 1960. Para resolver este mistério, os astrónomos precisavam de encontrar uma estrela dupla que contivesse uma Cefeide e cuja órbita estivesse directamente voltada para a Terra. Nestes casos, conhecidos como binários de eclipse, o brilho das duas estrelas diminui quando uma das componentes passa em frente da outra, e também quando passa por trás da outra estrela. Os astrónomos podem determinar, para estes pares, as massas das estrelas com elevada precisão. Infelizmente, nem as estrelas Cefeides nem os binários de eclipse são fenómenos comuns, por isso a hipótese de encontrar um tal par de objectos parecia muito pequena. Na realidade, não se conhecem nenhuns na Via Láctea.
© ESO (Grande Nuvem de Magalhães e a estrela binária no centro)

Wolfgang Gieren,outro membro da equipa, continua: “Recentemente, encontrámos efectivamente o sistema de estrela dupla pelo qual ansiávamos dentre as estrelas da Grande Nuvem de Magalhães. Este sistema contém uma estrela variável Cefeide que pulsa cada 3.8 dias. A outra estrela é ligeiramente maior e mais fria, e as duas estrelas orbitam em torno uma da outra em 310 dias. A verdadeira natureza de binário deste objecto foi imediatamente confirmada assim que o observámos com o espectrógrafo HARPS em La Silla.”
Os observadores mediram cuidadosamente as variações de brilho deste objecto raro, conhecido como OGLE-LMC-CEP0227, à medida que as duas estrelas orbitavam e passavam em frente uma da outra. Utilizaram igualmente o HARPS e outros espectrógrafos para medir os movimentos das estrelas em direcção à Terra e também a afastarem-se desta - tanto o movimento orbital das duas estrelas como o movimento de ida-e-volta da superfície da Cefeide à medida que se expande e se contrai. A partir deste conjunto de dados muito completo e detalhado os astrónomos determinaram o movimento orbital, os tamanhos e as massas das duas estrelas com enorme precisão - muito superior ao que tinha sido medido anteriormente para uma Cefeide. A massa da Cefeide é agora conhecida a menos de 1% e está completamente de acordo com as predições feitas a partir da teoria das pulsações estelares. Em contraste, a maior massa prevista pela teoria de evolução estelar encontra-se errada de modo bastante significativo. A estimativa muito melhor da massa é apenas um resultado deste trabalho, e a equipa espera encontrar outros exemplos destes pares de estrelas bastante úteis de modo a explorar melhor este método. A equipa pensa também que a partir destes sistemas binários irá eventualmente conseguir determinar a distância à Grande Nuvem de Magalhães a menos de 1%, o que significaria uma melhoria considerável da escala de distância cósmica.
Fonte: http://www.eso.org/public/portugal/news/eso1046/
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