13 de dez de 2010

Dois discos em torno de Beta Pictoris

Crédito: NASA, ESA, D. Golimowski (Johns Hopkins University), D. Ardila (IPAC), J. Krist (JPL), M. Clampin (GSFC), H. Ford (JHU), and Garth Illingworth (UCO/Lick) and the ACS Science Team.
Imagens detalhadas da conhecida estrela Beta Pictoris obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble, como a que hoje aqui apresentamos, confirmam a existência de, não um, mas de dois discos circum-estelares. Esta descoberta fornece novas evidências da existência de pelo menos um planeta do tamanho de Júpiter em torno desta estrela.

Todas as Estrelas do Universo

Você já deve ter tido vontade de contar as estrelas. A olho nu somos capazes de ver cerca de seis mil estrelas no céu. Se usarmos um binóculo, mesmo pequeno, ou uma luneta como a inventada por Galileo, esse número é capaz de ultrapassar trinta mil. Através do telescópio principal do Observatório Astronômico Frei Rosário, da UFMG, somos capazes de observar mais de um milhão de estrelas. Quantas estrelas existem no universo? Essa pergunta tem sido formulada há séculos e tem sido objeto constante de estudo dos astrônomos. Para tentarmos respondê-la, temos que lançar mão de modelos teóricos do universo, uma vez que mesmo através dos mais possantes telescópios já fabricados, não conseguimos ver uma ínfima parte das estrelas que acreditamos existir.

Galáxias

Se olharmos para o céu, à noite, vemos as estrelas distribuídas aleatoriamente em nossa volta. Durante muito tempo a humanidade pensou que fosse assim por todo o universo. Hoje sabemos que as estrelas estão distribuídas em grupos imensos, aos quais denominamos galáxias. A distribuição das estrelas nas galáxias se dá de uma forma aparentemente aleatória, assim como a distribuição das galáxias no universo. Nós pertencemos a uma galáxia à qual denominamos Via Láctea, uma galáxia de tamanho médio comparada com outras que vemos em nossa volta.

 Devido às grandes distâncias envolvidas, até hoje só nos foi possível distinguir pouquíssimas estrelas em outras galáxias. Estimamos que existam entre 200 e 250 bilhões de estrelas na Via Láctea. Se soubermos, mesmo aproximadamente, o número de galáxias do universo, poderemos estimar assim o número de estrelas do universo.

O telescópio hubble

Em dezembro de 1995, por 10 dias consecutivos, o telescópio espacial Hubble manteve-se observando uma pequena região do céu, próxima ao pólo norte celeste, na constelação Ursa Maior, onde até então não se via um único objeto. O resultado dessa imagem de longa exposição foi além do previsto. Foram fotografadas milhares de galáxias, nunca antes vistas, nos mais diversos estágios evolutivos, algumas delas a mais de 12 bilhões de anos-luz da Via Láctea. (Lembre-se que quanto mais distante vemos um objeto, mais do passado é esse objeto.) Com base nessa imagem previu-se entre 2 e 3 milhões de galáxias por grau quadrado do céu, ou seja, entre 80 e 120 bilhões de galáxias possíveis de serem observadas pelo Hubble em todo o universo. O número real de galáxias existentes podendo ser bem maior (100 vezes mais?), uma vez que mesmo através de um telescópio possante como o Hubble não podemos ver um grande número delas, devido aos seus poucos brilhos, ao fato de serem apêndices de outras galáxias maiores, à absorção de suas luzes por nuvens intergalácticas, etc. O sucesso dessa imagem dos 'confins do universo' foi tão grande que foi planejada uma seqüência. Para essa segunda imagem chegou-se à conclusão que deveria ser fotografada uma região aproximadamente diametralmente oposta à primeira (do outro lado do universo), ou seja, uma região do hemisfério sul celeste.

Era também necessária uma região cuja visão não fosse obstruída pela Terra durante toda a órbita do Hubble. Para essa segunda observação também julgou-se conveniente que na região estudada houvesse um objeto brilhante distante (um quasar). O estudo da luz desse objeto daria informações importantes sobre nuvens intergalácticas invisíveis que se encontrassem ao longo da linha de visão. Em outubro de 1997 foi selecionada a região a ser observada, na constelação Tucana, próxima ao pólo sul celeste. Em outubro de 1998 o Hubble passou 10 dias observando a região escolhida. Uma primeira conclusão já era esperada: O universo parece ser semelhante em qualquer direção observada.

Também aqui foram registradas milhares de galáxias nas mais variadas faixas de distância e nos mais variados estágios evolutivos. Essa segunda imagem dos 'confins do universo' foi feita tomando-se certos cuidados e usando-se certos equipamentos não usados em 1995. As imagens tomadas na luz visível, por exemplo, foram combinadas a imagens tomadas no infravermelho. Uma conclusão a que se chegou: O número de galáxias do universo deve ser pelo menos o dobro daquele que se pensava até então!

Quantas estrelas existem no universo? Vamos considerar que existam mais de 1 trilhão de galáxias no universo e que cada galáxia possua em média pelo menos 100 bilhões de estrelas. Chegamos assim ao fantástico número de 100 bilhões de trilhões de estrelas, ou mais, no Universo. Se formos contar essas estrelas, uma a uma, gastando um segundo na contagem de cada estrela, precisaríamos de mais de três mil trilhões de anos para completarmos essa contagem.

Alguns números para comparação

Estrelas na Via Láctea - 200 a 250 bilhões
Galáxias no Universo - 1.500 a 2.500 bilhões
Células no corpo humano - 50.000 bilhões
Estrelas no Universo - mais de 100 trilhões de bilhões
Créditos: Renato Las Casas - http://wwo.uai.com.br/

LHC: colisões com 10 triliões de graus Celsius

                               Colisões de partículas: os feixes de partículas resultantes, suas componentes.
O Large Hadron Collider do C.E.R.N., Suiça, tem produzido temperaturas nunca antes observadas, colidindo núcleos atómicos, em autênticos mini Big-Bangs. Em 07 do corrente mês de Novembro começaram a colidir feixes de núcleos de átomos chumbo em vez das habituais colisões protão-protão. Produziram-se autênticos mini Big-Bangs, bolas de fogo cujas temperaturas atingiram os dez triliões de graus Celsius. A tais energias e temperaturas as partículas nucleares, os protões e os neutrões, fundiram-se nos seus constituintes, um plasma de quarks e de gluões. A formação deste plasma era uma previsão da Teoria da Cromodinâmica Quântica, a QCD. Diz que se remontarmos aos momentos iniciais da formação do Universo a força de interacção forte cai para valores próximos de zero. Foi a descoberta desta "liberdade assimptótica" por David Politzer, Franck Wilczek e David Gross que em 2004 lhes granjearam o prémio Nobel da Física. O plasma de quarks-gluões tem sido estudado com grande detalhe no Relativistic Heavy Ion Collider, localizado em Upton, New York, onde se colidem núcleos de átomos de ouro. Em Fevereiro de 2010 os cientistas relataram colisões em que a temperatura do plasma fora de 4 triliões de ºC.
Agora no LHC, com a utilização de núcleos de átomos de chumbo, colidindo a energias de 287 TeV, 13,5 vezes superiores às do RHIC, a temperatura do plasma resultante foi de 10 triliões de ºC. Estas bolas de plasma permitirão aos físicos do C.E.R.N., usando o detector ALICE de 10.000 toneladas, o Large Ion Heavy Experiment, estudar o Universo quando ele tinha apenas a idade de...um milionésimo de segundo! No RHIC descobriu-se que o plasma de quarks-gluões em vez de ser um gás comporta-se como um líquido perfeito. Imagine-se agora as surpresas que estarão para chegar.
Créditos: http://comunidade.sol.pt/blogs/jmfc/archive/2010/11/08/-LHC_3A00_-colis_F500_es-com-10-trili_F500_es-de-graus-Celsius.aspx

Tipos de Galáxias

OS ASTRÔNOMOS DIVIDEM AS GALÁXIAS de acordo com um sistema de classificação conhecido como "diapasão", desenvolvido pelo astrônomo americano Edwin Hubble na década de 20. Esse sistema distribui as galáxias em três tipos básicos: elípticas (representadas pelo braço do diapasão, à direita), espirais (as pontas do diapasão) e irregulares (abaixo, à esquerda). As galáxias menores, conhecidas como anãs, têm taxonomia própria, ainda incerta. Cada tipo tem subtipos determinados por detalhes na forma da galáxia. Seguindo o diapasão do alto para baixo, o disco galáctico se torna mais proeminente e o bulbo central menos nas imagens ópticas. Os tipos Hubble podem representar estágios de desenvolvimento diversos. As galáxias começam como espirais sem bulbo, passam por colisões nas quais aparecem como irregulares e terminam como elípticas ou espirais com bulbo. Guinevere Kauffmann e Frank van den Bosch são pesquisadores do Instituto Max Planck de Astrofísica em Garching, Alemanha. Estão entre os mais conhecidos especialistas na criação de modelos teóricos da formação de galáxias. Kauffmann, recentemente, voltou suas atenções para a análise dos dados produzidos pela Sloan Digital Sky Survey, os quais, acredita, levarão a respostas para alguns dos problemas citados neste artigo. Nas horas vagas, gosta de explorar a Baviera com o filho, Jonathan. Van den Bosch estuda especialmente a formação dos discos galácticos e de buracos negros maciços nos centros das galáxias. Nas horas vagas, pode ser visto com freqüência numa cervejaria de Munique.
Fonte:Scientific American Brasil

Água e Vento Deram Forma a Bacia Schiaparelli em Marte

A pequena cratera embebida no anel noroeste da bacia de impacto Schiaparelli foi o alvo da sonda da ESA Mars Express e aqui estão os detalhes desse estudo. Tudo ao redor traz evidências de um passado com água e com grandes ventos marcianos que periodicamente assopram no local.

Leia a matéria completa em: http://www.cienctec.com.br/ler.asp?codigo_noticia=252&codigo_categoria=6&nome_categoria=Artigos&codigo_subcategoria=0&nome_subcategoria=Imagens

Créditos: http://www.cienctec.com.br/

Galeria de imagens - Planeta Vénus

Mapa com legenda das características da superfície de Vénus. Embora seja similar em tamanho e massa à Terra - e por isso referida por vezes como a sua gémea - Vénus tem um clima muito diferente do nosso planeta. Crédito: NASA; projecto Magalhães; Enciclopédia do Espaço e do Universo, DK Multimedia.
Vénus, o segundo planeta mais próximo do Sol, é uma das "paragens" populares de sondas com destino aos planetas gasosos, nos confins do sistema solar. Porquê então visitar Vénus primeiro? Usando uma manobra de nome "assistência gravitacional", as sondas podem passar pelo planeta e ganhar energia durante o seu breve encontro, poupando combustível para uso no fim das suas longas viagens interplanetárias. Esta imagem a cores de Vénus foi registada pela sonda Galileu com objectivo Júpiter pouco depois da manobra ter sido efectuada, em Fevereiro de 1990. O olhar rápido da Galileu mostra estruturas das nuvens rodopiantes de ácido sulfúrico. A área mais clara é a reflexão do Sol nas camadas superiores. Uma recente mas controversa hipótese teoriza que micróbios possam existir no topo das nuvens do planeta Vénus.
Crédito: Projecto Galileu, JPL, NASA
Uma porção da região Oeste de Eistla Regio é aqui representada numa perspectiva tri-dimensional da superfície de Vénus. O ponto de vista está localizado a 1,310 quilómetros Sudoeste de Gula Mons a uma elevação de 0.78 km. A visão está na direcção de Nordeste com Gula Mons aparecendo no horizonte. Gula Mons, um alto vulcão com 3 quilómetros de altura, está localizado a aproximadamente na latitude 22º Norte, 359º Este em longitude. A cratera de impacto Cunitz, com o nome da astrónomo e matemática Maria Cunitz, é visível no centor da imagem. Tem 48.5 km de diâmetro e está a 215 km da posição inicial.
Crédito: NASA/JPL
Os aracnóides são grandes estruturas de origem desconhecida que foram apenas encontrados na superfície de Vénus. Recebem o seu nome por se parecem muito com teias de aranha. Aparecem como figuras ovais concêntricas rodeadas por uma complexa rede de fracturas, que se podem estender por mais de 200 quilómetros. A imagem foi constrúida a partir de ecos de radar da sonda Magalhães, que orbitou Vénus entre 1990 e 1994. Foram até agora identificados mais de 30 aracnóides em Vénus. Este podem ser um familiar estranho dos vulcões, mas possivelmente formados por outros processos.
Crédito: Projecto Magalhães, JPL, NASA
A quente superfície de Vénus mostra claros sinais de antigas correntes de lava. Usando o radar, a sonda Magalhães foi capaz de olhar para lá das densas camadas de nuvens que cobrem o vizinho mais próximo da Terra. Na imagem do lado, a lava aparentemente correu desde o topo da imagem e acumulou-se nas áreas mais claras visíveis no centro. A lava cortou um canal pelo desfiladeiro mais escuro que corre verticalmente pelo centro da imagem. A foto abrange uma distância de cerca de 500 quilómetros. A lava era originária de uma caldeira de nome Ammavaru que se situa 300 km para a esquerda da imagem. O quente e denso clima faz de Vénus um planeta mais difícil de aterrar sondas e rovers.
Crédito: Projecto Magalhães, JPL, NASA
Gigantes crateras de impacto, criadas a partir de um grande asteróide que ao entrar na atmosfera de Vénus se quebrou, dando origem a múltiplas crateras. De facto, apenas existem grandes crateras na superfície do planeta. Devido à quente e densa atmosfera do planeta, os meteoróides mais pequenos queimam-se e desaparecem sem deixar rasto. Já os maiores, conseguem atravessar a espessa camada de ácido sulfúrico, mas não obstante, muitas vezes fragmentam-se, o que dá origem ao aparecimento de conjuntos de crateras de impacto. As partes mais claras em volta das crateras são provavelmente locais que tiveram lava devido ao impacto que consequentemente cessou.
Crédito: Projecto Magalhães, JPL, NASA
Até a quente e quebrada superfície de Vénus tem montes. Embora nunca tenha sido fotografada de perto, imagens da superfície venusiana como a vista aqui ao lado foram construídas há já alguns anos ao juntar digitalmente fotografias altamente sensíveis de radar. Na imagem temos uma característica com sensivelmente 100 quilómetros dentro de uma região vulcânica conhecida como Yavine Corona. Visível na imagem estão numerosas fracturas na superfície. Faltam dados na faixa escura no canto superior direito.
Crédito: Projecto Magalhães, USGS, NASA
Estas imagens são parte do primeiro panorama a cores de Vénus, transmitidas por uma câmara de televisão a bordo da sonda soviética Venera 13 que aterrou na superfície a 31de Março de 1982. As nuvens de Vénus são compostas por gotículas de ácido sulfúrico, enquanto a sua superfície tem uma temperatura de cerca de 482º Celsius a uma pressão atmosférica de 92 vezes a presente na Terra, a nível do mar. Embora tenha tida tão difíceis condições, o lander Venera 13 sobreviveu o tempo suficiente para enviar uma série de imagens e fazer uma análise ao solo venusiano. Partes da sonda são visíveis nas imagens. Uma anterior sonda soviética, a Venera 7 (1970), foi a primeira sonda a enviar dados da superfície de outro planeta.
Crédito: Soviet Planetary Exploration Program, NSSDC
No trânsito de Vénus pelo Sol no dia 8 de Junho de 2004, astrónomos capturaram esta visão tantalizante da brilhante superfície solar. Editada na imagem, um delicado arco de luz solar reflectida pela atmosfera venusiana é também visível deliniando o limite do planeta contra a escuridão do espaço. O arco é parte de um anel luminoso ou auréola atmosférica, observada pela primeira vez (que conta como prova da presença de uma atmosfera) no trânsito de 1761.
Crédito: D. Kiselman, et al. (Instituto de Física Solar), Academia Real Sueca de Ciências
A Venus Express é a primeira sonda da Agência Espacial Europeia a viajar até Vénus. A missão foi proposta em 2001 e a sonda usa o design da Mars Express com umas mudanças devido à maior aproximação do Sol. Tem instrumentos que não foram usados na sonda Rosetta. Foi lançada a 9 de Novembro de 2005. Depois de 150 dias de viagem, entrou em órbita de Vénus. Está a estudar a atmosfera e nuvens venusianas com detalhe, o ambiente de plasma e características da superfície. Também fará mapas globais das temperaturas da superfície.
Crédito: ESA

Uma Explosão de Cores do Infravermelho na Nebulosa da Medusa

Essa estranha nebulosa colorida é a parte remanescente de uma supernova a IC 443 como observada pelo Wide-field Infrared Survery Explorer, ou WISE da NASA. Também conhecida como Nebulosa da Medusa, a IC 443 é particularmente interessante pois fornece a oportunidade de se olhar por dentro como as explosões estelares interagem com o seu ambiente. A IC 443 pode ser encontrada próximo da estrela Eta Geminorum, que localiza-se próximo ao Castor, uma das estrelas gêmeas que compõem a constelação Gemini.

 Como os seres humanos as estrelas tem um ciclo de vida, elas nascem, amadurecem e eventualmente morrem. A maneira como elas morrem depende de suas massas. Estrelas com massas similares ao Sol normalmente tornam-se nebulosas planetárias no final de suas vidas, enquanto que estrelas que sejam muito maiores que o Sol em massa, explodem como supernovas. A IC 443 é a parte remanescente de uma estrela que foi uma supernova em algum tempo entre 5000 e 10000 anos atrás.

 A explosão dessa supernova enviou ondas de choque que viajaram através do espaço, varrendo e aquecendo o gás e a poeira ao redor localizada no meio interestelar, e criando assim a parte remanescente da supernova que é observada nessa imagem. O que é incomum a respeito da IC 443 é que a sua concha possuí duas metades que têm diferentes raios, estruturas e emissões. A concha maior a nordeste vista aqui colorida como violeta e descrevendo um semi círculo na parte superior esquerda da remanescente de supernova, é composta por filamentos que estão emitindo luz de átomos de ferro, neon, silicone e oxigênio que compõem o gás e as partículas de poeira aquecida pela explosão da supernova.

 A concha ao sul, menor, vista aqui em cor ciano brilhante na metade inferior da imagem é constituída de aglomerados mais densos é nós que emitem primariamente luz do gás hidrogênio e pela poeira aquecida. Esses aglomerados são parte da nuvem molecular que pode ser vista nessa imagem como uma nuvem esverdeada cortando através da IC 443 de noroeste para sudeste. As diferenças de cor vistas nessa imagem representam diferentes comprimentos de onda da emissão infravermelha. As diferenças em cor são também o resultado das diferenças nas energias das ondas de choque que atingem o meio interestelar. A concha nordeste foi provavelmente criada por uma onda de choque rápida ( com velocidade de 100 km/s), enquanto que a concha sul provavelmente foi criada por uma onda de choque mais lenta (com velocidade de 30 km/s).

 Todas as imagens do WISE usam cores para representar comprimentos específicos do infravermelho. A cor azul, representa a luz emitida com comprimento de onda de 3.4 mícron, ciano representa a luz com 4.6 mícron, verde representa a luz de 12 mícron e vermelho representa a luz com comprimento de onda de 22 mícron. Nessa imagem é possível observar uma mistura de azul e ciano na parte sul que não é visto normalmente nas imagens do WISE. A concha nordeste aparece com uma coloração violeta, indicando uma mistura de longos comprimentos de onda de poeira mais fria (vermelha) com comprimentos de onda mais curtos do infravermelho proveniente do gás luminescente (azul).

Buracos Negros e a Curvatura do Espaço: Novo Telescópio Britânico Mostra Suas Primeiras Imagens

Chefiado pelo Jordell Bank Observatory da University of Manchester e financiado pelo Science and Technology Facilities Council, o telescópio e-MERLIN irá permitir aos astrônomos acessarem questões fundamentais relacionadas com a origem e evolução das galáxias, estrelas e planetas. Para demonstrar a sua capacidade, os astrônomos da University of Manchester apontaram o novo telescópio na direção do Quasar Duplo. Esse enigmático objeto, descoberto pelo Jordell Bank, é um exemplo famoso da teoria da gravidade de Einstein em ação.

Foto Espacial - Júpiter visto pelo Hubble

O telescópio espacial Hubble, da NASA, captou esta imagem com cores reais do Planeta Júpiter quando dava suporte à missão da sonda New Horizon. A foto foi tirada pela Wide Field Planetary Camera 2 do aparelho, a 17 de Fevereiro de 2007.

As Auroras de Júpiter

Estas imagens do HST revelam alterações nas emissões aurorais de Júpiter e mostram o modo como pequenas manchas aurorais um pouco além dos anéis de emissão estão ligadas à lua vulcânica do planeta, Io. A parte superior mostra os efeitos das emissões de Io. A imagem à esquerda mostra o modo como Io e Júpiter estão ligadas por uma corrente eléctrica invisível de partículas carregadas chamada tubo de fluxo. As partículas, ejectadas de Io por erupções vulcânicas, fluem pelas linhas do campo magnético de Júpiter, que se alinha por Io até aos pólos magnéticos norte e sul. A imagem superior direita mostra as emissões aurorais de Júpiter nos pólos norte e sul. Logo a seguir a estas emissões estão as manchas aurorais chamadas "pegadas". As manchas são criadas quando as partículas do "tubo de fluxo" de Io atingem a atmosfera superior de Júpiter e interagem com o gás hidrogénio, tornando-o fluorescente. As duas imagens ultravioleta na base da figura mostram como as emissões aurorais mudam no brilho e na estrutura durante a rotação de Júpiter. Estas imagens em cor falsa também mostram como o campo magnético está afastado do eixo de rotação de Júpiter 10 a 15 graus. Na imagem do lado direito, a emissão auroral do norte está a elevar-se no lado esquerdo; a oval auroral do sul está a começar a baixar. A imagem da esquerda, obtida numa data diferente, mostra uma vista completa da aurora de norte, com uma forte emissão dentro da oval auroral principal.
Créditos: John T. Clarke e Gilda E. Ballester (Universitdade de Michigan), John Trauger e Robin Evans (Jet Propulsion Laboratory) e NASA.
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