30 de jun de 2011

Curiosidades sobre Netuno

No caderno de anotações de Galileu consta a curiosa observação de uma estrela que ele chamou de Fixa. Isso foi em 28 de dezembro de 1612. Alguns dias mais tarde Galileu voltaria a observá-la, e dessa vez teria como referência uma outra estrela, que chamou de a. Analisando suas notas, hoje guardadas na biblioteca de Florença, percebemos que Galileu reparou algo essencial: Fixa estava se aproximado de a. Mas infelizmente, nos dias que se seguiram o tempo não permitiu a continuidade das observações e Galileu perdeu as estrelas de vista. Foi assim que, por um triz, Galileu não descobriu que Fixa era, na verdade, o planeta Netuno. O último dos planetas gigantes do Sistema Solar ainda teve de esperar até 23 de setembro de 1846, quando foi descoberto por Johann Gottfried Galle, no Observatório de Berlim. Frequentemente os créditos dessa descoberta vão para o inglês John Couch Adams e o francês Urbain Le Verrier, que não o observaram, mas previram a sua existência matematicamente. O Núcleo de Netuno é bastante semelhante ao de Urano, consistindo num amálgama de silício, ferro e outros elementos pesados, mas com propriedades físicas diferentes das rochas comuns. Acima do núcleo há um manto gelado de água, metano e amoníaco sobre o qual se estende uma camada mais externa, a atmosfera propriamente dita.  Essa atmosfera contém proporções variadas de microscópicos cristais de gelo, cuja composição ainda não foi esclarecida. A luminosidade do planeta varia ligeiramente com o ciclo de atividade solar, sendo que os períodos de máximo coincidem com uma redução do brilho.  A belíssima cor azulada característica de Netuno deve-se ao metano, que absorve a radiação vermelha. Em sua atmosfera notam-se, ainda, nuvens cirros prateadas que se estendem por milhares de quilômetros.  Netuno é o nome latino de Poseidon, deus dos mares da mitologia grega. Sua cor azulada, como as águas de uma praia tropical, ajuda a recordar o seu nome, evitando confundir com o vizinho Urano, mais esverdeado.  Uma poderosa fonte interna de calor – que emite quase o triplo da energia recebida pelo Sol – garante os movimentos convectivos da atmosfera de Netuno, responsáveis pelos ventos mais velozes de todo o Sistema Solar, por volta de 2.000 km/h.  Em Netuno existe um ciclone maior que a Terra chamado Grande Mancha Escura. Ele leva 10 dias para completar uma rotação em torno do planeta, no sentido anti-horário. No centro desse gigantesco furacão uma grande massa de nuvens brancas lhe dá a aparência de um olho gigante.

Sistema Binário Estranho Produz Imensas Quantidades de Raios-Gamma Durante Encontro Imediato

Em Dezembro de 2010, um par de estrelas não ajustadas localizadas na constelação do sul Crux, passaram uma pela outra a uma distância menor do que a distância entre o Sol e o planeta Vênus. O sistema possui uma mistura única de uma estrela quente e massiva com um pulsar compacto e que possui uma rotação muito rápida. O encontro mais próximo entre o par ocorre a cada 3.4 anos e cada um desses encontros é marcado por um considerável aumento nos raios gamma, a forma mais extrema da luz.
Leia a matéria completa em: http://cienctec.com.br/wordpress/?p=14021
Ciência e Tecnologia

Bom Trabalho desenho mostra Detalhes da Lua de mais de 100 anos

Imagem deixada por Michael Wirths (Baja Dark Skies Inn, Baja California, México) e direito de Krieger como mostrado no livro Sudários da Noite
Johann estava certo com seu desenho da Lua. As observações feitas por Johann Krieger de delicados canais na Lua a mais de 100 anos atrás podem ser comparadas com imagens obtidas por telescópios, como é feito acima e assim mostrar que Krieger, apesar das limitações da época fez um belo trabalho. Diferente dos mapeadores da Lua anteriores que iam fazer as observações levando uma folha de papel em branco, Krieger levava consigo ampliações de fotografias obtidas com grandes telescópios. Pelo fato de se precisar de fotos feitas com longas exposições a resolução das imagens era sacrificada, mas elas eram úteis principalmente para mostrar a correta posição das maiores e mais destacadas paisagens da Lua. Assim, com as grandes feições mostradas na foto, Krieger poderia se concentrar nas pequenas feições, como esses canais que ele desenhou na região do Lacus Somniorum. A comparação feita com uma imagem obtida por telescópio (a imagem à esquerda na comparação mostrada acima) mostra que tanto o grande Canal G. Bond como os canais mais estreitos e menores da região foram corretamente mostrados por Krieger em seu desenho. Para darmos o verdadeiro valor ao desenho de Krieger, basta lembras que a maioria dos mapas feitos a 100 anos atrás normalmente não mostravam os detalhes corretamente. Krieger conseguiu fazer isso, pelo menos nessa área da Lua.
Fonte: https://lpod.wikispaces.com/June+30%2C+2011

Os Gigantescos Segredos da Galáxia Anã NGC 6822

A NGC 6822 localizada na constelação de Sagittarius é um dos objetos do chamado céu profundo favoritos de muitos astrônomos amadores ao redor do mundo. A galáxia anã irregular foi descoberta em 1884 e é uma das poucas galáxias anãs que pode ser observada por astrônomos amadores. Além disso, ela é imensa, se espalha no céu por uma área aparente igual a metade da Lua cheia. A NGC 6822, está localizada a uma distância de 1.7 milhão de anos-luz da Terra, fazendo com que esse objeto seja mais próximo da Terra do que a galáxia de Andrômeda. Seu brilho é de magnitude 10, apesar desse número nesse caso não ser muito importante pelo fato da NGC 6822 ser muito difusa.

Devido ao brilho super baixo da superfície dessa galáxia, a galáxia anã pode se apresentar maravilhosa através de oculares de campo vasto, mas as vezes desaponta quando é observada por telescópios de grande abertura, fazendo com que ela seja um belo desafio a ser observado por meio de telescópios amadores. De fato, Edwin Hubble comentou certa vez que quando observada em um telescópio de 4” a galáxia era muito bela, porém era quase que impossível vê-la através da ocular do telescópio refletor de 100 polegadas do Observatório de Monte Wilson, onde só era possível perceber sua presença sem identificar detalhes. Esse caráter da NGC 6822 já desafiou muitos amadores nas chamadas star parties espalhadas pelo mundo.

Muitos que sabiam desse detalhe de observação da galáxia anã conseguiam até ganhar um dinheiro em opostas com colegas que desconheciam essa característica. Porém, com o avanço tecnológico dos observatórios astronômicos espalhados pelo mundo os segredos da NGC 6822 não são mais tão valiosos assim, como eram antigamente. Isso pode ser provado pela imagem apresentada acima, que mostra a NGC 6822 como foi fotografada pelo telescópio Blanco de 4 metros de diâmetro localizado no Observatório Inter-Americano de Cerro Tololo no Chile. Essa imagem da NGC 6822 foi obtida como parte de uma pesquisa do National Optical Astronomy Observatory que tinha como objetivo coletar registros compreensíveis visuais de todas as galáxias “próximas” da Terra e que abrigam regiões de formação de estrelas.

 Na imagem da NGC 6822 é possível observar numerosas nebulosas e incontáveis estrelas massivas quentes. Particularmente nessa imagem pode-se notar as impressionantes bolhas de gás hidrogênio ionizado de cor roxa que se localizam nas imediações da estrutura principal da galáxia. Essas bolhas são feições sutis e que veem desafiando os astrônomos por décadas. Há mais de 50 anos atrás os astrônomos amadores sabem que existe algo especial nessa galáxia difusa, esses segredos agora puderam ser desvendados só confirmando o porque ela é um dos objetos favoritos de se observar no céu noturno profundo. Esse artigo saiu na revista Sky and Telescope de Junho de 2002. Há nove anos atrás muita coisa era diferente mas os segredos e mistérios do universo não mudam jamais, o que muda é a nossa capacidade de entender, ver e analisar esses segredos.
Fonte: Ciêncie e Tecnologia: http://cienctec.com.br/wordpress/?p=14016

A Fábrica de Estrelas Messier 17

Créditos e direitos autorais : ESO, INAF-VST, OmegaCAM.Agradecimentos: OmegaCen/Astro-WISE/Kapteyn Institute
Esculpida pelos ventos estelares e pela radiação, a fábrica de estrelas conhecida como Messier 17 (M17) localiza-se a aproximadamente 5500 anos-luz de distância da Terra na constelação de Sagittarius, que é uma constelação rica em nebulosas. Nessa distância, esse campo vasto de um grau mostrado na imagem acima se espalha por quase 100 anos-luz. A imagem acima foi feita pelo novo VLT do ESO e a sua OmegaCAM. A imagem nítida mostrada acima falsamente colorida inclui tanto dados ópticos como infravermelho que são capazes de mostrar os detalhes mais apagados das regiões de gás e poeira contra um plano de fundo formado por estrelas da Via Láctea. Ventos estelares e a luz energética de estrelas quentes e massivas formadas a partir do estoque de gás e poeira cósmica da M17 veem cavando vagarosamente uma região no material interestelar remanescente produzindo a aparência cavernosa e ondulada. A M17 também é conhecida como Nebulosa Omega, ou Nebulosa do Cisne.
Fonte: http://apod.nasa.gov/apod/ap110630.html

29 de jun de 2011

Os maiores mistérios da lua

Embora a lua seja o corpo celeste mais próximo da Terra, ela ainda guarda uma enorme quantidade de mistérios. Mais próxima em termos relativos, claro: o grande satélite que embeleza nosso céu está a cerca de 362 mil quilômetros de distância de nós. Um ser humano não deixa sua marca na superfície da lua desde 1972. Chegar lá não é tarefa fácil, especialmente em missões tripuladas. Mas isso não impede uma série de pesquisas sobre o satélite. Mesmo com quase quatro décadas sem a presença humana, a lua recebeu uma série de sondas, enviadas por várias nações ao redor do mundo. Rochas lunares transportadas para a Terra pelo programa Apollo, décadas atrás, ainda continuam oferecendo pistas importantes para entender a história da lua. Futuras missões, com robôs e pessoas, devem nos ajudar a encontrar soluções para as dúvidas do quebra-cabeça lunar. Abaixo você confere os principais questionamentos dos astrônomos e curiosos.

Como a lua chegou lá?
Culturas em todo o planeta já criaram mitos para tentar explicar a existência da lua, nas mais diversas épocas. Atualmente, os cientistas têm novas ideias sobre o que realmente aconteceu.A teoria mais aceita é a de que um corpo do tamanho de Marte se chocou com a Terra, cerca de 4,5 bilhões de anos atrás. Com a colisão, o outro corpo teria se desintegrado. Seus pedaços teriam se condensado e ficado presos pelo campo gravitacional da Terra, gerando assim nossa grande vizinha prateada. A hipótese, entretanto, levanta dúvidas. A lua tem muita água congelada, por exemplo, algo que não poderia ser ligado a sua possível origem quente.

Lua de gelo
A lua continua surpreendendo pesquisadores pela quantidade de água que contém. Quanto mais os astrônomos procuram o líquido, mais eles encontram, em diferentes locais e profundidades. A água, em forma de gelo, transformou-se em crateras. Estudos indicam que o interior da lua é muito mais úmido do que estimavam os pesquisadores (ainda que hiperárido, se comparado com o da Terra). Uma das possibilidades é que cometas gelados tenham colidido com a lua, originando parte substancial dessa água. Mas a questão da origem e distribuição do líquido na lua ainda é um mistério que deixa os cientistas coçando a cabeça.

As duas caras da lua
O lado negro da lua pode não ser visível da Terra, mas isso não impede que pesquisas se realizem lá. As marias, regiões escuras de magma resfriado, são praticamente ausentes por lá, como foi revelado por sondas e observado por astronautas do Apollo 8. Os hemisférios totalmente diferentes da lua podem ser explicados, em parte, pelo fato do lado escuro ter uma crosta espessa, com cerca de 15 quilômetros. O lado iluminado é mais propenso a se rachar com a colisão de meteoritos, que também espalham magma no local.

Seria a lua o motivo para a nossa existência?
 Com o quarto maior diâmetro e mais de 1% da massa da Terra, nossa lua é o quinto maior satélite natural do sistema solar, e o maior em relação ao seu planeta. Com sua massa considerável, a gravidade lunar estabiliza a oscilação do eixo terrestre, moderando nossas mudanças sazonais. Além disso, a lua tem função importante nas marés do oceano e pode ter ajudado na formação da sopa primordial, a mistura que teria dado origem à vida na Terra há mais de três bilhões de anos. Os astrônomos se perguntam se planetas semelhantes à Terra precisariam de grandes luas como a nossa para que a vida pudesse se desenvolver. Uma resposta pode estar no nosso vizinho vermelho, Marte. O planeta tem duas pequenas luas, que podem ter sido asteróides anteriormente. Nunca foi encontrada vida em Marte, algo improvável, mas não fora de questão. Os estudos para descobrir se alguma forma de vida surgiu por lá podem ser fundamentais para entendermos a influência das luas nos planetas, e como seria o desenvolvimento da vida na Terra sem ela.
Fonte: http://hypescience.com/
[Life'sLittleMysteries]

O Disco Circunestelar da Fomalhaut é Revelado Pelo Spitzer

O Telescópio Espacial Spitzer da NASA obteve as primeiras imagens infravermelhas do disco de poeira ao redor da Fomalhaut, o décimo oitavo objeto mais brilhante do céu. Acredita-se que os planetas se formem desses discos achatados em forma de nuvens de gás e poeira que orbitam uma estrela bem no início de sua vida. O telescópio Spitzer foi desenvolvido em parte para estudar esses discos circunstelares, onde as partículas de poeira são tão frias que elas emitem radiação rincipalmente no comprimento de onda do infravermelho. Localizada na constelação de Piscis Austrinus, a estrela mãe e seu putativo sistema planetário foram encontrados a uma distância de 25 anos-luz. 
 
Há vinte anos atrás, o Infrared Astronomical Satellite, o primeiro telescópio orbital a registrar dados no infravermelho, detectou muito mais radiação infravermelha vindo de Fomalhaut do era esperado para uma estrela normal desse tipo. A poeira provavelmente seja formada por detritos deixados após a formação do sistema planetário. Contudo, o satélite não tinha resolução espacial adequada para imagear a poeira de forma direta. Medidas subsequentes com rádio telescópios que registram a radiação submilimétrica sugerem que a Fomalhaut é envolvida por um imenso anel de poeira que mede 370 unidades astronômicas (uma unidade astronômica é a distância média entre o Sol e a Terra), em diâmetro.
 
Esse tamanho corresponde aproximadamente a cinco vezes o tamanho do nosso Sistema Solar. Além disso as observações em comprimento de onda submilimétrico (a imagem mais a direita) revelaram que o anel estava inclinado 20 graus do nosso ponto de vista.  As novas imagens obtidas com o fotômetro de imagens multibanda a bordo do Spitzer confirmam essa imagem geral, enquanto revela importantes detalhes do disco circunestelar da Fomalhaut. O dado de 70 mícron (vermelho) claramente mostra uma assimetria na distribuição da poeira, com o lobo sul sendo um terço mais brilhante do que o lobo norte.
 
Essa estrutura não equilibrada poderia ser produzida por uma colisão entre asteroides de tamanhos moderados no passado recente, colisões essas que lançam uma nuvem de poeira localizada, ou por efeitos de direção do anel de partículas influenciados pela gravidade do planeta não visto. Na imagem de 24 mícron (em verde), a imagem do Spitzer mostra que o centro do anel não está vazio. Note que uma imagem de uma estrela de referencia foi subtraída da imagem da Fomalhaut para revelar o disco apagado de emissão. Ao invés disso, o buraco é preenchido com poeiras mais quentes que estende na direção interna dentro de no mínimo 10 unidades astronômicas da estrela mãe.
 
Esse disco interno quente de poeira ocupa a região que seria muito provavelmente ocupada por planetas e pode ser análoga à nuvem zodiacal do nosso Sistema Solar, mas com uma quantidade consideravelmente maior de poeira. Uma possível explicação para esse disco mais quente é que cometas estão se acotovelando fora do anel circunestelar por influência gravitacional de planetas massivos. Esses cometas fazem sua órbita em direção à estrela central, lançando partículas de poeira do mesmo modo que os cometas fazem no Sistema Solar.
Fonte: http://cienctec.com.br/wordpress/?p=13959
http://www.spitzer.caltech.edu

Estrela de nêutrons abocanha mais do que pode engolir

Impressão artística da estrela de nêutrons devorando parcialmente um aglomerado de matéria ejetado pela supergigante azul.[Imagem: ESA/AOES Medialab]
O observatório espacial XMM-Newton da Agência Espacial Europeia (ESA) captou o clarão de uma estrela fraca em comprimentos de onda de raios-X com quase 10 mil vezes seu brilho normal. Os astrônomos acreditam que a explosão foi causada pela estrela tentando engolir um amontoado gigante de matéria. O clarão aconteceu em uma estrela de nêutrons, coração colapsado de uma estrela muito maior. Agora, com cerca de 10 km de diâmetro, a estrela de nêutrons é tão densa que gera um forte campo gravitacional. O amontoado de matéria era muito maior do que a estrela de nêutrons e veio de sua estrela companheira super gigante azul.  “Esta foi uma enorme bala de gás que a gigante azul atirou. A bala bateu na estrela de nêutrons, permitindo-nos ver,” diz Enrico Bozzo, do Centro de Dados ISDC para Astrofísica da Universidade de Genebra na Suíça e líder da equipe de pesquisa.  O clarão durou quatro horas e os raios-X vieram do gás no amontoado de matéria, quando era aquecido a milhões de graus ao ser puxado para dentro do campo gravitacional intenso da estrela de nêutrons. Na verdade, o amontoado era tão grande que pouco dele bateu na estrela de nêutrons. Ainda, se a estrela de nêutrons não estivesse em seu caminho, este amontoado provavelmente teria desaparecido no espaço sem deixar vestígios. O observatório XMM-Newton detectou o clarão durante um programa de 12,5 horas de observação do sistema, conhecido somente por seu número de catalogação IGR J18410-0535, mas os astrônomos não ficaram imediatamente cientes da sua detecção. O telescópio trabalha mediante uma sequência de observações cuidadosamente planejada para fazer o melhor uso do tempo do Observatório espacial e envia os dados para a Terra em seguida. Os dados foram recebidos por Bozzo e seus colegas depois de 10 dias e avaliados rapidamente como algo especial. Os astrônomos não apenas estavam apontando na direção certa para ver o clarão, mas a observação durou o tempo suficiente para que pudessem ver o fenômeno do começo ao fim. A duração do clarão permitiu-lhes estimar o tamanho do amontoado. Era muito maior do que a estrela, provavelmente 16 milhões de km de diâmetro ou cerca de 100 bilhões de vezes o volume da Lua. Ainda, de acordo com a estimativa de brilho do clarão, o amontoado de matéria continha apenas um milésimo de massa do nosso satélite natural. Estes números ajudarão os astrônomos a entender o comportamento de estrelas supergigantes azuis e a forma como emite matéria para o espaço. Todas as estrelas expelem átomos para o espaço, criando um vento estelar. O clarão de raios-X mostra que esta supergigante azul em particular não é um estilo acastanhado e o tamanho e massa estimados da nuvem permite restrições serem colocadas no processo. Segundo o cientista no projeto Norbert Schartel, as observações indicam que estes clarões podem estar relacionados à estrela de nêutron tentando engolir uma porção gigante de matéria.
Fonte: http://cienciadiaria.com.br/

Idade nova para rochas antigas na Lua


Mapas de Tomokatsu Morota e outros, 2011
A contagem de crateras é uma tarefa mundana e chata que apesar de tudo resulta em informações que são críticas para se entender a história da Lua. Quanto mais velha é a superfície da Lua por mais tempo ela tem ficado exposta aos eventos de impacto e de formação de crateras. Assim sendo, os cientistas lunares contam o número de crateras de impacto em uma área para estimar a idade da formação em estudo. As idades determinadas são chamadas de modelo de idades, e são diferentes das idades reais pois essa conversão de idades depende de modelos matemáticos de quão rapidamente a taxa de formação de crateras diminuiu com o passar da história lunar, qual a distribuição das velocidades dos impactos e quais as correções que são necessárias serem feitas devido ao fato de que a Terra pode ter atraído de gravitacionalmente os projéteis que por outro lado erraram a Lua. Felizmente as amostras trazidas pela missão Apollo foram datadas radiometricamente nos laboratórios na Terra fornecendo assim um parâmetro de calibração, mas não foi possível pousar em todas as lavas da Lua de diferentes idades para que se pudesse calibrar de forma confiante as rochas com idades inferiores a 2 bilhões de anos. Esse gráfico é a última tentativa para se determinar o modelo de idades para os mares no hemisfério oeste da Lua. Ele é baseado na contagem de crateras nas imagens obtidas em alta resolução pela Terrain Camera da sonda Kaguya, que tem uma resolução e uma cobertura muito melhor do que a sonda Lunar Orbiter IV, que obteve as imagens usadas em um trabalho similar anterior. De acordo com esses resultados não existem lavas com idades inferiores a 1.2 bilhão de anos, esse número entra em contraste com estimativas prévias que sugerem idades entre 0.8 e 1.0 bilhão de anos. Por outro lado os resultados são similares aos anteriores com as lavas mais jovens na parte Leste do Procellarum e algumas áreas em amarelo que fluíram para o centro do Mare Imbrium. Existem muitas coisas para se pensar, por exemplo, as camadas do topo das lavas no Imbrium levaram 800 milhões de anos para preencher toda a bacia de forma vagarosa. Além disso, o material do mar no interior da cratera Plato é algumas centenas de milhões de anos mais jovem do que a maioria das lavas do leste da Imbrium, embora sempre se assumisse que elas tinham a mesma idade.
Fonte: https://lpod.wikispaces.com/June+29%2C+2011

Astrônomos europeus descobrem o quasar mais distante já encontrado

Impressão artistica mostra como ULAS J1120 0641, um quasar muito distante alimentado por um buraco negro com uma massa de dois bilhões de vezes a do Sol. Este quasar está o mais distante já encontrado e é visto como era apenas 770,000 mil anos após o Big Bang. Este objeto é, de longe, o mais brilhante objeto já descoberto no início do Universo. créditos:ESO / M. Kornmesser
Astrônomos europeus descobriram o quasar mais distante descoberto até o momento a partir das observações realizadas com o telescópio de longo alcance do Observatório Austral Europeu (ESO), em Cerro Paranal, no Chile, e outros telescópios. Segundo os resultados do estudo facilitados à Agência Efe por Richard Hook, porta-voz do ESO de Garching, no sul da Alemanha, se trata do objeto mais luminoso descoberto até agora no Universo primordial, que é alimentado por um buraco negro que possui dois bilhões de vezes a massa do Sol.  "Este quasar é uma evidência vital do Universo primordial.

 É um objeto muito raro que nos ajudará a entender como cresceram os buracos negros supermassivos em poucas centenas de milhões de anos depois do Big Bang", disse Stephen Warren, líder da equipe de astrônomos, em uma nota do ESO.  A luz deste quasar, chamado ULAS J1120+0641, demorou 12,9 bilhões de anos para chegar aos telescópios da Terra, por isso que é visto como era quando o Universo tinha apenas 770 milhões de anos. Anteriormente já se tinha confirmado a existência de objetos ainda mais distantes, como uma explosão de raios gama com deslocamento ao vermelho de 8,2 e uma galáxia com deslocamento ao vermelho de 8,6, mas o quasar recém descoberto, com deslocamento ao vermelho de 7,1, é centenas de vezes mais brilhante que os anteriores. O deslocamento ao vermelho cosmológico é uma medida do estiramento total do Universo entre o momento em que a luz foi emitida e o momento em que foi recebida.

Esta imagem de ULAS J1120 0641, um quasar muito distante alimentado por um buraco negro com uma massa de dois bilhões de vezes a do Sol, foi criado a partir de imagens tiradas a partir de levantamentos feitos por ambos os Sloan Digital Sky Survey eo UKIRT Sky Survey Infravermelho Profundo . O quasar aparece como um ponto vermelho fraco perto do centro. Este quasar está o mais distante já encontrado e é visto como era apenas 770,000 mil anos após o Big Bang.Créditos:ESO / UKIDSS / SDSS 

Depois do quasar recém descoberto, o mais distante é visto atualmente como era 870 milhões de anos depois do Big Bang, com um deslocamento ao vermelho de 6,4.  "Demoramos cinco anos para encontrar este objeto", afirmou Bram Venemans, um dos autores do estudo, em referência à nova descoberta. A equipe de astrônomos, que procurava um quasar com deslocamento ao vermelho maior que 6,5 teve uma surpresa ao "encontrar um que está inclusive mais longe, com um deslocamento ao vermelho maior que 7".  "Ao permitir-nos olhar em profundidade a era de reionização, este quasar representa uma oportunidade única para explorar uma janela de 100 milhões de anos na história do cosmos que até agora não estava a nosso alcance", ressaltou. Segundo Daniel Mortlock, principal autor do estudo, se considera que "só há cerca de 100 quasares brilhantes com deslocamento ao vermelho superior a 7 em todo o céu". 

"Encontrar este objeto envolveu uma busca minuciosa, mas o esforço valeu a pena para poder desvelar alguns dos mistérios do Universo primitivo".  O brilho dos quasares, dos quais se acredita que sejam galáxias distantes muito luminosas alimentadas por um buraco negro supermassivo em seu centro, os transforma em poderosas luzes que podem ajudar a obter informações sobre a época em que foram formadas as primeiras estrelas e galáxias.

Notas do ESO

[1] Cerca de 300 000 anos depois do Big Bang, que ocorreu há 13.7 mil milhões de anos, o Universo tinha arrefecido o suficiente para permitir que electrões e protões se combinassem em hidrogénio neutro (um gás sem carga eléctrica). Este gás escuro frio permeava todo o Universo até que as primeiras estrelas se começaram a formar cerca de 100 a 150 milhões de anos mais tarde. A intensa radiação ultravioleta destes objetos separou lentamente os átomos de hidrogénio, que voltaram ao estado inicial de protões e electrões separados, um processo chamado reonização, tornando o Universo mais transparente à radiação ultravioleta. Pensa-se que esta era ocorreu entre cerca de 150 a 800 milhões de anos depois do Big Bang.

[2] O objeto foi encontrado a partir de dados do UKIDSS Large Area Survey (ULAS). Os números e o prefixo ´J´ referem-se à posição do quasar no céu.

 [3] Uma vez que a luz viaja a uma velocidade finita, os astrónomos olham para trás no tempo à medida que observam o Universo a distâncias cada vez maiores. A radiação emitida pelo ULAS J1120+0641 demorou 12.9 mil milhões de anos para chegar até aos telescópios situados sobre a Terra, por isso observamos o quasar quando o Universo tinha apenas 770 milhões de anos de idade. Durante estes 12.9 mil milhões de anos o Universo expandiu-se, o que deu origem a que a radiação emitida pelo objeto fosse esticada. O desvio para o vermelho cosmológico, ou simplesmente desvio para o vermelho, mede a quantidade que o Universo se esticou entre o momento em que a radiação foi emitida e o momento em que ela chega à Terra.
Fontes: http://noticias.terra.com.br/ciencia
http://www.eso.org/public/portugal/news/eso1122/

Abell 2744: O Aglomerado de Galáxias de Pandora

Créditos e Direitos autorais: NASA, ESA, J. Merten (ITA, AOB), & D. Coe (STScI)
Por que esse aglomerado de galáxias é tão confuso? Longe de ter uma distribuição suave, o Abell 2744 não somente possui nós de galáxias, mas o raio-X emitido pelo gás quente (colorido em vermelho) no aglomerado aparece distribuído diferentemente da matéria escura. A matéria escura, que representa 75% da massa do aglomerado está colorida em azul na imagem acima, e foi inferida pela necessidade de criar a distorção nas galáxias de fundo, por meio do efeito chamado de lente gravitacional. A desordem parece ser o resultado de um vagaroso movimento de colisão de no mínimo quatro aglomerados menores de galáxias que veem acontecendo nos últimos alguns bilhões de anos. A imagem acima combina imagens ópticas obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble e do Very Large Telescope com imagens de raio-X obtidas pelo Observatório de Raios-X Chandra. O Abell 2744, chamado de aglomerado de Pandora se espalha por mais de dois milhões de anos-luz e pode ser visto melhor com telescópios realmente grandes que sejam apontados na direção da constelação do Sculptor.
Fonte: http://apod.nasa.gov/apod/ap110629.html

28 de jun de 2011

Galeria de Imagens - Galáxias elípticas

As galáxias elípticas são um tipo de galáxia que apresentam forma esférica ou elipsoidal, e não têm estrutura em forma de espiral. A grande maioria dessas galáxias têm pouco gás, pouca poeira e poucas estrelas jovens. De uma forma mais expressa elas se parecem muito com o núcleo e halo das galáxias espirais. Algumas são bem alongadas e outras bem achatadas se vistas da Terra. Embora pareçam simples acredita-se que galáxias elípticas sejam o resultado da complexa união de duas galáxias espirais. As galáxias elípticas variam muito de tamanho, algumas são super-gigantes com diâmetro de milhões de anos-luz, entretanto outras são anãs, tendo apenas alguns poucos milhares de anos-luz de diâmetro. As elípticas gigantes são raras e exóticas, já as elípticas anãs são o tipo mais comum de galáxias.
M32 (NGC 221), galáxia elíptica do tipo E2, a 2.9 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Andrómeda. Magnitude aparente de 8.1. Esta galáxia é uma companheira da grande galáxia de Andrómeda, pertencente ao Grupo Local. Foi descoberta em 1749 por Le Gentil.Crédito: Jim Burnell

M49 (NGC 4472).Galáxia elíptica do tipo E4, a 60 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Virgem. Magnitude aparente de 8.4.Descoberta por Charles Messier em 1771.Crédito: NOAO/AURA/NSF

M59 (NGC 4621).Galáxia elíptica do tipo E5, a 60 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Virgem.Magnitude aparente de 9.6.É uma das maiores galáxias elípticas do enxame de Virgem. Crédito: NOAO/AURA/NSF
M60 (NGC 4649).Galáxia elíptica do tipo E2, a 60 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Virgem. Magnitude aparente de 8.8. É um membro do enxame galáctico de Virgem. A galáxia para a direita e para cima é NGC4647. Crédito: NOAO/AURA/NSF

M87 (NGC 4486).Galáxia elíptica do tipo E1, a 60 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Virgem. Magnitude aparente de 8.6.É uma das maiores galáxias conhecidas. A sua relativa pequena distância faz dela um preferido alvo para o estudo do seu núcleo, que se pensa que contenha um buraco negro gigante.Crédito: Robert Gendler

M89 (NGC 4552).Galáxia elíptica do tipo E0, a 60 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Virgem.Magnitude aparente de 9.8.Pertencente ao enxame de galáxias de Virgem, foi descoberto por Charles Messier em 1781.Crédito: NOAO/AURA/NSF

M105 (NGC 3379).Galáxia elíptica do tipo E1, a 38 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Leão.Magnitude aparente de 9.3.É a galáxia elíptica mais brilhante do grupo Leão I ou M96 (M95 está à direita, NGC 3384 para cima e um pouco para a esquerda e NGC 3379 no canto inferior esquerdo).Crédito: NOAO/AURA/NSF

M110 (NGC 205). Galáxia elíptica do tipo E6p, a 2.9 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Andrómeda.Magnitude aparente de 8.5. É a segunda companheira de M31, em conjunto com M32. Foi descoberto em 1773 por Charles Messier. Crédito: NOAO/AURA/NSF
Fonte: http://www.ccvalg.pt/astronomia/

DAWN Aproxima -se de estadia de um ano em Asteróide Gigante

A sonda Dawn da NASA está a caminho da primeira visita prolongada a um grande asteróide. Espera-se que a missão entre em órbita de Vesta no dia 16 de Julho e comece a recolher dados científicos no princípio de Agosto. Vesta reside na cintura principal de asteróides e pensa-se que seja a fonte de um grande número de meteoritos que caem na Terra.
A sonda Dawn da NASA obteve esta imagem durante a sua aproximação ao protoplaneta Vesta, o segundo objecto mais massivo na cintura de asteróides. A imagem foi obtida a 20 de Junho de 2011.Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/PSI
"Está mesmo no alvo," afirma Robert Mase, gestor do projecto Dawn no JPL da NASA em Pasadena, Califórnia, EUA. "Ansiamos explorar este mundo desconhecido durante a estadia da Dawn, com a duração de um ano, em órbita de Vesta."  Após viajar durante quase quatro anos e 2,7 mil milhões de quilómetros, a Dawn encontra-se aproximadamente a 155.000 quilómetros de Vesta. Quando Vesta capturar a Dawn para a sua órbita a 16 de Julho, estará a cerca de 16.000 quilómetros do astro. Nesta altura, estará a 188 milhões de quilómetros da Terra. Depois de entrar em órbita de Vesta, os engenheiros precisarão de vários dias para determinar a hora exacta da captura. Ao contrário de outras missões onde uma manobra propulsora dos motores resulta numa inserção orbital em torno de um planeta, a Dawn tem usado durante anos o seu sistema de propulsão iónico para formular subtilmente um percurso que coincidirá com a órbita de Vesta em torno do Sol. As imagens da câmara da Dawn, obtidas para propósitos de navegação, mostram o lento progresso na direcção de Vesta. Também mostram a sua rotação em cerca de 65 graus. As imagens têm o dobro da resolução das melhores fotos já obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble, mas os detalhes da superfície que a Dawn irá obter permanecem por enquanto um mistério.
Estas imagens do protoplaneta Vesta foram obtidas pela sonda Dawn e pelo Telescópio Hubble.Crédito: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/PSI e NASA/ESA/STScI/UMd
"As imagens de navegação da câmara da Dawn proporcionaram-nos pistas intrigantes acerca de Vesta, mas estamos ansiosos pela missão principal, quando começarmos oficialmente a recolha de dados científicos," afirma Christopher Russell, investigador principal da Dawn. "Mal podemos esperar para que a Dawn 'descasque' as camadas do tempo e revele mais detalhes sobre a história do Sistema Solar."  Os três instrumentos principais da Dawn estão em perfeito estado e parecem estar devidamente calibrados. O espectrómetro visível e infravermelho, por exemplo, começou a capturar imagens de Vesta quando este media ainda poucos pixéis em tamanho. Durante a órbita inicial de reconhecimento, a aproximadamente 2700 quilómetros, a sonda irá capturar uma visão global de Vesta com imagens a cores e dados de diferentes comprimentos de onda. A sonda irá mover-se para uma órbita de mapeamento, cerca de 600 km por cima da superfície, para sistematicamente mapear as partes da superfície de Vesta iluminadas pelo Sol; recolher imagens em estéreo para discernir altos e baixos topográficos; obter dados com maior resolução para mapear tipos de rocha na superfície; e aprender mais acerca das propriedades termais de Vesta. A Dawn irá então mover-se para ainda mais perto, a uma órbita de mapeamento a baixa altitude de aproximadamente 200 km. Os objectivos principais desta órbita são a detecção de biprodutos dos raios cósmicos que atingem a superfície para ajudar os cientistas a determinar os vários tipos de átomos aí presentes, e estudar a estrutura interna do protoplaneta. À medida que a Dawn espirala para longe de Vesta, irá novamente atingir uma órbita de mapeamento a alta altitude. Dado que o ângulo do Sol na superfície terá mudado, os cientistas serão capazes de observar terreno previamente escondido enquanto obtêm diferentes vistas das características superficiais.  "O nosso ano em Vesta está recheado de observações científicas para nos ajudar a desvendar os seus mistérios," afirma Carol Raymond, vice-investigadora principal da Dawn no JPL. Vesta é considerado um protoplaneta, ou um corpo que nunca se tornou realmente num planeta. A Dawn foi lançada em Setembro de 2007. Após um ano em Vesta, a sonda irá partir para o seu segundo alvo, o planeta anão Ceres, em Julho de 2012.
Fonte: http://www.ccvalg.pt/astronomia/noticias/2011/06/28_dawn_vesta.htm

Djorgovski 1: Um Aglomerado Rico Em Estrelas

Aglomerado globular Djorgovski 1.Créditos:ESA/Hubble & NASA
O Telescópio Espacial Hubble das Agências Espaciais NASA e ESA obteve imagem de uma área do céu tão cheia de estrelas que inunda a escuridão do espaço. Essa imagem mostra o aglomerado globular de estrelas conhecido como Djorgovski 1, que foi descoberto em 1987. Djorgovski 1 está localizado próximo do centro da Via Láctea, dentro de seu bulbo. Se a galáxia é pensada como uma cidade por analogia, então esse bulbo seria o centro da cidade. A proximidade do aglomerado Djorgovski 1 desse centro explica porque a imagem é tão cheia de estrelas. Aglomerados globulares como o Djorgovski 1 formou no início da história da Via Láctea. Contudo, com tanto material no caminho a obtenção de dados precisos sobre esse aglomerado é algo praticamente impossível. Para piorar as coisas, essas estrelas são muito apagadas. Mesmo as estrelas mais luminosas do Djorgovski 1 são mais apagadas do que as estrelas gigantes mais brilhantes do bulbo. Outro dilema nesse caso se torna aparente: como saber quais estrelas pertencem ao aglomerado Djorgovski 1 e quais pertencem ao bulbo galáctico? Para determinar isso, os astrônomos estudam a composição química das numerosas estrelas na área. Estrelas com uma composição similar provavelmente pertence ao mesmo grupo, como parentes em uma família. Essa técnica tem fornecido com sucesso informações que permitem distinguir as estrelas do Djorgovski 1 e as do bulbo da galáxia. Esses estudos também revelam que as estrelas do Djorgovski 1 contém hidrogênio e hélio, mas não muito. Em termos astronômicos elas são descritas como pobres em metal. De fato, parece que o Djorgovski 1 é um dos muitos aglomerados pobres em metal no interior da Via Láctea. Não é claro o porque disso, mas pesquisas adicionais poderão trazer luz a essa questão. Essa imagem foi criada a partir de múltiplas imagens feitas com a Wide Field Camera da Advanced Camera for Displays do Hubble. As exposições feitas através do filtro amarelo/laranja, F606W foram coloridas em azul e as imagens obtidas através do filtro de infravermelho próximo, F814W, são mostradas em vermelho. O tempo total de exposição por filtro foi de 340s e 360s, respectivamente e o campo de visão é de 2.7 por 1.5 arcos de minuto.
Fonte: http://www.spacetelescope.org/images/potw1126a/

Asteroide 2011 MD Passa de Raspão na Terra

Um asteroide do tamanho de um ônibus passou hoje, dia 27 de Junho de 2011 tão perto da Terra, que ele estará mais perto do que alguns satélite do nosso planeta. O pedaço de rocha, denominado de asteroide 2011 MD, passou a apenas 12000 km acima da Terra, fazendo uma curva bem fechada, forçada pela gravidade da Terra antes de voltar a vagar pelo espaço novamente. O ponto mais próximo da órbita do asteroide com relação a Terra ocorreu às 14:00, hora de Brasília.
Trajetória do asteróide 2011 MD  em 27 de junho de 2011. CRÉDITO: NASA
Não existe nenhum risco de impacto, disseram os cientistas da NASA. A rocha espacial tem um tamanho estimado entre 9 e 30 metros e é muito pequena para sobreviver à jornada pela atmosfera da Terra caso um impacto acontecesse. Um asteroide desse tamanho, se for constituído principalmente de rochas, se quebraria e queimaria antes de atingir a superfície da Terra. Rochas espaciais constituídas de ferro sobrevivem melhor ao processo de reentrada. Além disso, os cálculos mostraram que o asteroide 2011 MD fez uma curva fechada na Terra e voltou a sua órbita. Não existe chance do asteroide 2011 MD se chocar com a Terra, mas os cientistas aproveitarão essa proximidade para estudá-lo em detalhe”, disseram os astrônomos da NASA do Asteroid Watch Program no JPL. Na sua maior aproximação com a Terra o asteroide passou sobre a costa da Antártica. Ele passou bem abaixo da órbita de satélite geosincronizados que orbitam o nosso planeta a 35786 km de altura. Especialistas dizem que é mínima a chance do asteroide atingir um satélite, simplesmente porque existe um espaço muito grande entre eles e uma quantidade relativamente pequena de satélites. O asteroide passou bem acima da órbita da Estação Espacial Internacional que fica a 354 km acima da Terra. Objetos do tamanho do 2011 MD normalmente fazem passagens próximas da Terra como evento de hoje a cada seis anos aproximadamente, estima a NASA. Contudo, nem todos eles são descobertos. Esse pedaço de rocha foi descoberto no dia 22 de Junho de 2011. A passagem mais próxima de um asteroide em relação à Terra ocorreu no dia 4 de Fevereiro de 2011 quando o 2011 CQ1 passou a 5471 km acima da superfície da Terra. O asteroide 2011 MD, pelas estimativas seria visível com telescópios médios e por observadores experientes que fossem capaz de encontrar o objeto se movendo. Mesmo a NASA não espera ver muito o asteroide.

Betelgeuse e Sua Poeira Estelar

Créditos e direitos autorais : ESO, Pierre Kervella (LESIA, Observatoire de Paris), et al.
Uma expansiva nebulosa de poeira é vista ao redor da estrela supergigante vermelha Betelgeuse nessa impressionante imagem de alta resolução, feita em infravermelho pelo VLT do European Southern Observatory (ESO). A estrela Betelgeuse propriamente dita é delimitada pela pequeno e vermelho círculo central. Se fosse colocada no Sistema Solar, seu diâmetro chegaria até a órbita de Júpiter. Mas o envelope maior da poeira interestelar se estende alguns 60 bilhões de quilômetros no espaço, o equivalente a 400 vezes a distância da Terra ao Sol. A poeira é provavelmente formada à medida que conchas de material atmosférico da estrela supergigante são expelidas no espaço, numa fase final da evolução de uma estrela massiva. Misturada com o meio interestelar, a poeira poderia posteriormente formar planetas terrestres rochosos como a Terra. A porção brilhante central da imagem externa foi mascarada para que se pudesse revelar a extensão de estruturas mais apagadas. O campo de visão da imagem é de 5.63 arcos de segundo.
Fonte: http://apod.nasa.gov/apod/ap110628.html

27 de jun de 2011

Galáxias Elípticas

Galáxia elíptica gigante NGC 1316.
As galáxias elípticas são concentrações esféricas de milhares de milhões de estrelas que lembram enxames em grande escala. Elas têm muito pouca estrutura interna, a densidade das estrelas diminui suavemente desde o centro concentrado até à periferia difusa, e poderão ter um intervalo vasto de elípticas (ou proporções nas dimensões). Elas tipicamente contêm muito pouco gás e pó inter-estelar e nenhumas populações estelares novas (ainda que existam excepções a estas regras). Edwin Hubble referiu-se às galáxias elípticas como galáxias “prematuras”, porque pensava que elas iriam evoluir de forma a transformarem-se em Galáxias em Espiral (que chamava de galáxias “posteriores”). Os astrónomos acreditam agora no oposto (isto é, que as galáxias em espiral se poderão transformar em elípticas), mas a noção de galáxias prematuras e posteriores são ainda usadas. Antigamente vistas como um tipo de galáxia simples, as elípticas são vistas agora como sendo bastante complexas. Parte desta complexidade é devida à sua história espantosa: as elípticas eram vistas como o produto final de duas galáxias em espiral. As galáxias elípticas variam num intervalo bastante vasto de tamanhos e luminosidades, desde as gigantes elípticas com várias centenas de milhares de anos-luz de largura até às elípticas anãs que são apenas um pouco mais brilhantes que o enxame em globo médio. Estas estão divididas em várias classes morfológicas:
Galáxias cD: - Objectos imensos e brilhantes que poderão medir cerca de 1 Megaparsec (3 milhões de anos-luz). Estas titãs só são encontradas perto dos centros de grandes e densos enxames de galáxias, e são provavelmente o resultado de várias fusões de galáxias.
Galáxias Elípticas Normais - Objectos condensados com um brilho central à superfície relativamente alto. Elas incluem as elípticas gigantes (gE'e), as elípticas de luminosidade intermédia (E's), e as elípticas compactas.
Galáxias elípticas anãs (dE's) - Esta classe de galáxias é fundamentalmente diferente das elípticas normais. Os seus diâmetros são na ordem de 1 a 10 quiloparsec com um brilho muito inferior ao das elípticas normais, o que lhes dá uma aparência muito mais difusa. Elas mostram o mesmo declínio característico e gradual da densidade da estrela desde um núcleo relativamente denso até uma periferia mais difusa.
Galáxias esféricas anãs (dSph's) - De luminosidade extremamente fraca, com um brilho superficial baixo e só foram observadas ainda na região da Via Láctea, e possivelmente em outros grupos próximos, como o grupo de Leão. As suas magnitudes absolutas são apenas de -8 a -15 mag. O galáxia esférica anã de Draco tem uma magnitude absoluta de -8,6, o que a torna mais fraca que o enxame médio da Via Láctea!
Galáxias-anãs compactas azuis (BCD's) - São pequenas galáxias que são anormalmente azuis. Elas tem cores fotométricas de B-V = 0.0 a 0.30 mag, o que é típico para as estrelas novas do tipo espectral A. Isto sugere que as BCDs são estrelas actualmente em formação activa. Estes sistemas também têm um gás inter-estrela abundante (ao contrário das outras galáxias elípticas).
Fonte: http://docs.kde.org/stable/pt/kdeedu/kstars/ai-ellipgal.html

Sol e planetas não foram construídos com os mesmos materiais

Nebulosa solar - Depois de analisar cuidadosamente amostras trazidas pela sonda espacial Gênesis, cientistas da NASA descobriram que o nosso Sol e seus planetas interiores podem ter-se formado de maneira diferente do que se pensava. Os dados revelaram diferenças entre o Sol e os planetas no oxigênio e no nitrogênio, que são dois dos elementos mais abundantes no nosso Sistema Solar.
Lançada em 2000, a sonda Gênesis ficou coletando partículas solares entre 2001 e 2004, quando sua cápsula de retorno foi fechada e enviada de volta à Terra. [Imagem: NASA/JPL-Caltech]
Embora a diferença seja pequena, as implicações podem ajudar a determinar como o nosso Sistema Solar evoluiu. A teoria mais aceita atualmente para a formação dos sistemas planetários propõe que o material que sobra da nebulosa original - depois que a estrela se formou - agrega-se para formar os planetas. Se fosse assim, não deveria haver disparidade entre os elementos que formam cada um dos corpos celestes do sistema.

Isótopos de oxigênio - "Nós descobrimos que a Terra, a Lua, assim como Marte e outros meteoritos que são amostras de asteroides, têm uma menor concentração de O-16 do que o Sol", disse Kevin McKeegan, membro da equipe científica da sonda. "A implicação é que eles não se formaram a partir dos mesmos materiais da nebulosa que criou o Sol - como e por que é algo ainda por ser descoberto."  O ar na Terra contém três tipos diferentes de átomos de oxigênio, que são diferenciados pelo número de nêutrons que eles contêm. Quase 100 por cento dos átomos de oxigênio no Sistema Solar são compostos de O-16, mas há também pequenas quantidades de isótopos de oxigênio mais exóticos, chamados O-17 e O-18. Pesquisadores que estudaram o oxigênio nas amostras trazidas pela Genesis descobriram que a porcentagem de O-16 no Sol é ligeiramente mais alta do que na Terra ou nos outros planetas terrestres. As porcentagens dos outros isótopos são ligeiramente mais baixas.
Isótopos de nitrogênio - Eles avaliaram também as diferenças entre o Sol e os planetas quanto ao elemento nitrogênio.
Coletor de partículas solares da sonda Gênesis, sendo desmontado em uma sala limpa. [Imagem: NASA/JPL-Caltech/JSC]
Como o oxigênio, nitrogênio tem um isótopo, N-14, que representa quase 100 por cento dos átomos no Sistema Solar, mas há também uma pequena quantidade de N-15. Em comparação com a atmosfera da Terra, o nitrogênio no Sol e em Júpiter tem um pouco mais de N-14, mas 40 por cento menos N-15. Tanto o Sol quanto Júpiter parecem ter a mesma composição de nitrogênio. Como no caso do oxigênio, a Terra e o restante do Sistema Solar interior são muito diferentes em nitrogênio.  "Estes resultados mostram que todos os objetos do Sistema Solar, incluindo os planetas terrestres, meteoritos e cometas, são anômalos em comparação com a composição inicial da nebulosa da qual o Sistema Solar se formou," coautor da pesquisa.
Coleta de vento solar - Os dados foram obtidos a partir da análise de amostras coletadas do vento solar pela Gênesis - o material ejetado da porção externa do Sol. Esse material é uma espécie de fóssil da nossa nebulosa original, porque a maior parte das evidências científicas sugere que a camada externa do nosso Sol não mudou de forma significativa nos últimos bilhões de anos. Lançada em 2000, a sonda ficou coletando partículas solares entre 2001 e 2004, quando sua cápsula de retorno foi fechada e enviada de volta à Terra. Por uma falha nos pára-quedas, em vez de ser capturada por um helicóptero, a cápsula chocou-se violentamante no solo. Apesar do incidente, os cientistas conseguiram recuperar as amostras. Com isso, a demonstração de que elas não foram contaminadas é uma parte importante para a validação dos resultados agora anunciados.
Fonte: http://www.inovacaotecnologica.com.br/index.php

Novos Vídeos e Imagens Mostram Como Será A Missão Curiosity a Marte

A próxima sonda a ser enviada pela NASA para Marte, a Curiosity Mars Science Laboratory, em breve embarcará em sua jornada que representará segundo a agência um grande salto para a exploração humana da superfície de Marte, esse que é o considerado o planeta mais parecido com a Terra e onde podemos aprender muita coisa.
Leia o post completo em: http://cienctec.com.br/wordpress/?p=13815
Ciência e Tecnologia

N49: Uma Remanescente de Supernova Que Está Queimando de Forma Brilhante

Imagens do Telescópio Espacial Hubble, do Telescópio Espacial Spitzer e do Observatório de Raios-X Chandra da NASA foram combinadas para criar essa composição da N49, a remanescente de supernova mais brilhante na luz óptica localizada na Grande Nuvem de Magalhães. A imagem em raios-X do Chandra (azul) mostra o gás com temperatura de bilhões de graus no centro da imagem. O gás muito mais frio nas partes externas da remanescente são vistos na imagem infravermelha do Spitzer (vermelho). Enquanto que os astrônomos esperam que as partículas de poeira fossem gerar a maior parte da radiação infravermelha, o estudo desse objeto indica que boa parte da radiação infravermelha é gerada pelo gás aquecido. A estrutura única em forma de filamentos vista na imagem óptica pelo Hubble (branco e amarelo) tem dado à N49 uma aparência bem mais distinta do que as demais remanescentes de supernova que aparecem praticamente circulares na luz visível. Mapeamento recente das nuvens moleculares sugerem que essa remanescente de supernova está se expandindo em uma região mais densa para sudeste, essa expansão então poderia causar tal aparência assimétrica. Embora os raios-X revelem uma concha circular de emissão eles também mostram uma região mais brilhante na parte sudeste, confirmando a ideia do material em colisão nessa área.
Fonte: http://cienctec.com.br/wordpress/?p=13808
http://www.nasa.gov

Supernova deixaria Hemisfério Sul sem noite por um mês

A estrela Eta Carinae pode se tornar uma supernova e sua explosão transformaria a noite em dia. Contudo, os cientistas não sabem quando isso pode ocorrer.Foto: Nasa/Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics/Divulgação
Entre todos os fenômenos descritos na Ciência, a explosão de uma supernova está entre os mais potentes no que diz respeito à liberação de energia. Ao explodirem, essas estrelas produzem objetos extremamente brilhantes, os quais declinam até se tornarem invisíveis, passadas algumas semanas ou meses. Se muito próxima da Terra, uma supernova poderia liberar radiação gama e X suficiente para aquecer a superfície do nosso planeta e fazer a atmosfera e os oceanos evaporarem. Contudo, conforme explica o astrônomo e professor da Universidade Federal do Rio Grande do Sul (Ufrgs) Kepler Oliveira, essa possibilidade não representa uma ameaça, já que as explosões realmente perigosas teriam que ocorrer a menos de 30 anos-luz de distância e não existe nenhuma candidata a supernova tão perto do nosso planeta. Por outro lado, explosões a uma distância bem maior podem acontecer e, mesmo longe, o brilho seria tão intenso que praticamente faria a noite virar dia por um mês inteiro.

Eta Carinae
A próxima explosão de uma supernova a ser observada na nossa vizinhança pode ser a de Eta Carinae, uma estrela a 7,5 mil anos-luz do nosso planeta. Visível apenas no Hemisfério Sul, ela chegou a rivalizar com Sirius no ano de 1843 como uma das estrelas mais brilhantes do céu. Décadas depois, foi observado que Eta Carinae estava perdendo sua luz até que, surpreendentemente, ela dobrou de brilho. Graças às pesquisas realizadas pelo professor do Instituto de Astronomia da Universidade de São Paulo (USP) Augusto Damineli foi possível provar que a estrela é na realidade um sistema duplo e passa por eventos de baixa excitação, algo como "apagões", a cada 5 anos e meio. E o próximo já tem data: será no inverno de 2014. Felizmente, quando Eta Carinae explodir, a maior parte da energia liberada será espalhada ou absorvida pela imensidão do espaço. Por estarmos a uma distância suficientemente grande da estrela, a explosão de raios gama também não atingirá a Terra. Não é possível prever com exatidão quando isso vai acontecer, mas quando o astro se for, a luminosidade será como a de 10 luas no Hemisfério Sul. "Seria praticamente um mês sem noite", diz Damineli.

Supernovas no passado
Enquanto supernovas foram observadas em galáxias vizinhas, elas são eventos raros na Via Láctea, e as que observamos nem fizeram um "espetáculo" como o que pode ser causado por Eta Carinae. "Nos anos 1054, 1572 e 1612 explodiram como supernovas estrelas dentro de um raio de cerca de 7500 anos-luz, que foram visíveis durante o dia, mas como o planeta Venus, que é a estrela D'alva", diz Oliveira.

Tipos
Há dois tipos básicos de Supernova, o tipo I e o II. O tipo II é uma estrela de massa maior que o Sol, que exaure seu combustível nuclear. Quando isso acontece, a região central da estrela colapsa devido à sua alta gravidade. Forma-se um núcleo muito compacto, que será o seu remanescente, como uma estrela de nêutrons ou até um buraco negro. Quando o resto da estrela cai em direção a esse núcleo, ele ricocheteia com alta energia. Daí acontece a explosão. Acredita-se que a Supernova tipo I seja um remanescente estelar de massa mais baixa, como uma anã branca que ganha matéria de uma estrela companheira, num sistema duplo. Ao atingir certo limite de massa, iniciam-se reações nucleares de forma explosiva, que antes a estrela não tinha condições de iniciar.
Fonte: http://noticias.terra.com.br/ciencia

Estrelas e Poeiras Se Espalham Ao Longo da Corona Australis

Créditos e Direitos autorais:Leonardo Julio (Astronomia Pampeana)
Nuvens de poeira cósmica espalham através desse rico campo de estrelas registrado nessa bela imagem telescópica feita da região próxima da borda norte da Corona Australis, a Coroa do Sul. Provavelmente localizada a menos de 500 anos-luz de distância ela bloqueia com eficiência a luz das estrelas mais distantes de fundo da Via Láctea, a parte mais densa dessa nuvem de poeira tem aproximadamente 8 anos-luz de comprimento. Nesse ponto (no canto superior direito da imagem) está um grupo de lindas nebulosas de reflexão catalogadas como NGC 6726, 6727, 6729 e IC 4812. Uma cor característica azul é produzida à medida que a luz das estrelas quentes é refletida pela poeira cósmica. A nebulosa amarelada menor (NGC 6729) envolve a jovem estrela variável R Coronae Australis. O magnífico aglomerado globular de estrelas NGC 6723 está localizado na direção do canto superior direito da imagem. Enquanto que o NGC 6723 parece ser parte do grupo, ele na verdade está localizado a aproximadamente 30000 anos-luz de distância, ou seja, muito mais distante do que as nuvens de poeira da Corona Australis.
Fonte: http://apod.nasa.gov/apod/ap110627.html

24 de jun de 2011

Erupção Solar

Erupções solares são estrondosas fragmentações, súbitas e violentas, ocorridas na superfície solar, provocadas geralmente,por mutações imprevistas no seu campo magnético. O plasma – um estado físico composto gases ionizados e elétrons -, quando atingido por esta explosão, provoca irradiação de partículas. Estes raios podem provocar interferências no Planeta Terra, tanto no mecanismo de atuação dos satélites a serviço da rede de telecomunicações quanto no complexo elétrico. Astronautas e equipamentos terrestres em circulação no espaço cósmico podem ser também fatalmente atingidos por estas atividades solares.
O Sol, que conserva em campos magnéticos uma desproporcional carga energética, logo no alto de suas manchas solares, vê esta reserva incalculável subitamente explodir, desencadeando uma intensa irradiação que engloba desde as ondas radiofônicas até os raios X e raios gama. Há três espécies de erupções solares. As de classe X são as mais significativas e explosivas, a ponto de atingir profundamente o espectro eletromagnético da Terra, interrompendo temporariamente transmissões de rádio em todo o globo e provocando turbulências radiativas prolongadas. As erupções de classe M apresentam força mediana e atingem as esferas polares, podendo suspender por breves momentos a produção de ondas radiofônicas. As de classe C são mínimas e não atingem a Terra. Representações virtuais apontam que o mesmo processo em ação no Sol pode se repetir na zona magnética terrestre ou em práticas de fusão nuclear. Na esfera solar, porém, o campo magnético é muito mais intrincado. Enquanto no nosso Planeta os rumos são bem menos mutáveis, na superfície do Sol tudo muda velozmente; uma bússola seria incapaz de funcionar em tal cenário vertiginoso. Neste astro o plasma e o campo magnético influenciam-se reciprocamente o tempo todo; entre eles o intercâmbio energético pode se tornar acentuadamente impetuoso. Durante a erupção, elementos gasosos assomam na superfície e são impulsionados na direção da coroa solar, na qual são aquecidos violentamente, chegando a manifestar mais de 1,5 milhões de graus Celsius, configurando assim arcos conhecidos como anéis coronais, vastos glóbulos gasosos repletos de íons. Logo em seguida eles perdem parte de seu calor e colidem com o Sol a uma velocidade aproximada de 100 quilômetros por segundo. A massa lançada destes anéis coronais, de alto potencial energético, é jogada no Cosmos, precisamente na região localizada entre os planetas, carreando consigo uma carga de bilhões de toneladas de gás impregnado de elétrons, a uma velocidade que transcende um milhão de quilômetros por hora. Ao chegar à Terra, parte de seu poder radiativo é afastado da atmosfera pela intervenção da esfera magnética do Planeta. Mas a dose de radiação que aqui chega é suficiente para desencadear perturbações geomagnéticas. No Sol, o efeito da explosão solar é correspondente à erupção simultânea de 10 milhões de vulcões.

Vento Solar

O Vento Solar corresponde à emissão de partículas oriundas da coroa solar. Ainda não é conhecido com exatidão o mecanismo pelo qual se forma o Vento Solar. Até o momento, sabe-se que o mesmo é constituído por um plasma composto de elétrons, prótons e sub-partículas como neutrinos. Esse plasma é composto por partículas carregadas de átomos ionizados com maior peso e que sofrem uma aceleração provocada pelas reações termonucleares do Sol, sendo então disparado em todas as direções com altas velocidades, atingindo aproximadamente 400 Km/s. Quando perto da Terra, as partículas podem chegar até 800 Km/s e possuir densidades em torno de 10 partículas por centímetro cúbico. O Vento Solar está sujeito a variações que ocorrem na coroa solar, causadas pela própria rotação do Sol e por suas atividades magnéticas. O fenômeno torna-se ainda mais variável e instável por receber influência de gases ao redor do Sol e de planetas próximos ao mesmo. As explosões que ocorrem na superfície do Sol servem também para aumentar a emanação de radiação e a densidade de partículas carregadas, gerando tempestades magnéticas responsáveis pela deformação da magnetosfera e produção de fenômenos como as auroras polares. Tais estudos são ainda muito recentes, mas crescem rapidamente em qualidade. As primeiras observações da magnetosfera terrestre aconteceram entre março de 2000 e dezembro de 2005, através do satélite Imager for Magnetopause to Aurora Global Exploration – IMAGE. A evolução dos estudos já permitiu a identificação de alguns efeitos causados pelo Vento Solar. As caudas dos cometas possuem a orientação definida exatamente em decorrência do Vento Solar. Outro efeito registrado é a alteração nos campos magnéticos planetários, assim como a alteração na ionização da alta atmosfera terrestre, interferindo em seu comportamento. Além disso, o Vento Solar também interfere na propagação das ondas de rádio, tem efeito no rastro de vôo de veículos espaciais e pode influenciar diretamente no clima da Terra quando as erupções solares são muito violentas.
Fonte: http://www.infoescola.com

O Aglomerado de Estrelas do Cabide

A imagem acima mostra o impressionante asterismo do Cabide (um asterismo é a parte proeminente de uma constelação ou um grupo de estrelas) e foi feita a partir do New Forest Observatory em Brockenhurst na Inglaterra no começo do mês de Agosto de 2008. O Cabide pode ser encontrado na constelação de Vupecula. Ele também é conhecido como Aglomerado de Brocchi ou Collinder 399 e apesar de poder ser visto a olho nu ele é especialmente bonito de ser observado por meio de pequenos telescópios. O céu nessa noite no meio do verão estava claro e ideal para a astrofotografia. Mostrado juntamente com o Cabide está o NGC 6802 (à esquerda), esse é um aglomerado aberto de estrelas que tem um brilho aproximadamente uniforme. É possível notar que nessa foto existe um toque de uma nebulosidade de reflexão (na parte superior central) bem como uma pequena região de nebulosidade de emissão (na parte superior direita). Essa foto foi processada por Noel Carboni.
Fonte: Ciência e Tecnologia - http://www.cienctec.com.br/ler.asp
http://epod.usra.edu/blog/2009/01/coathanger-cluster.html

Cassini Captura Spray Oceânico Em Lua De Saturno

Plumas dramáticas, tanto pequenas quanto grandes, espalham água gelada a partir de muitos locais ao longo das famosas 'listas de tigre' perto do pólo sul da lua de Saturno, Encelado. As listas de tigre são fissuras que espalham partículas geladas, vapor de água e compostos orgânicos.
 
A sonda Cassini da NASA descobriu a melhor prova, até agora, de um reservatório de água salgada a larga-escala por baixo da crosta gelada da lua de Saturno, Encelado. Os dados vêm da análise directa de grãos de gelo ricos em sal, perto dos jactos expelidos da lua. Os dados do instrumento que analisa poeira cósmica mostram que os grãos expelidos das fissuras, conhecidas como listas de tigre, são relativamente pequenos e predominantemente baixos em sal quando longe da lua. Mas mais perto da superfície, a Cassini descobriu que as plumas são dominadas por grãos relativamente grandes com sódio e potássio.

As partículas ricas em sal têm uma composição "oceânica" e indicam que a maioria, se não o todo do gelo e vapor de água expelidos, vêm da evaporação de água líquida salgada. As descobertas são detalhadas na edição desta semana da revista Nature.  "Actualmente não há nenhum modo plausível de produzir um fluxo constante de partículas ricas em sal a partir de gelo sólido nas listas de tigre, a não ser de água salgada por baixo da superfície gelada de Encelado," afirma Frank Postberg, cientista da equipa da Cassini da Universidade de Heidelberg, Alemanha, e o autor principal do artigo. Quando a água congela, o sal é espremido, deixando para trás gelo de água pura. Se as plumas emanaram do gelo, não deveriam ter quase nenhum sal.

 A missão Cassini descobriu vapor de água e jactos gelados em Encelado em 2005. Em 2009, os cientistas que trabalhavam com o instrumento que estuda poeira cósmica examinaram alguns sais de sódio descobertos em grãos de gelo no anel E de Saturno, o anel mais exterior que recebe material principalmente dos jactos de Encelado. Mas a ligação com a água salgada subsuperficial não era definitiva.
Observando uma pluma numa lista de tigre. Crédito: NASA/JPL/Space Science Institute

O novo artigo analisa três passagens rasantes por Encelado em 2008 e 2009 com o mesmo instrumento, focando-se na composição de grãos recém-expelidos nas plumas. As partículas de gelo atingem o detector a velocidades entre 23.000 e 63.000 km/h, vaporizando-se instantaneamente. Campos eléctricos dentro do instrumento que analisa poeira cósmica separaram os vários constituintes da nuvem de impacto. Os dados sugerem uma camada de água entre o núcleo rochoso da lua e o seu manto gelado, possivelmente até 80 km por baixo da superfície. À medida que esta água vai contra as rochas, dissolve elementos salgados e sobe através de fissuras no gelo para formar reservatórios próximos da superfície.

Se a camada mais exterior abre, o decréscimo na pressão destas reservas para o espaço provoca a libertação de uma pluma. Aproximadamente 200 quilogramas de vapor de água são expelidos nas plumas por segundo, com quantidades menores de grãos de gelo. A equipa calcula que os reservatórios de água devem ter grandes superfícies de evaporação, ou então congelavam facilmente e as plumas cessavam.  "Este achado é crucial e mostra que as condições ambientais favoráveis à vida podem ser mantidas em corpos gelados em órbita de planetas gigantes gasosos," afirma Nicolas Altobelli, cientista do projecto Cassini da ESA.

O espectrógrafo ultravioleta da Cassini também recentemente obteve resultados complementares que suportam a presença de um oceano subsuperficial. Uma equipa de investigadores da Cassini, liderada por Candice Hansen do Instituto de Ciências Planetárias em Tucson, Arizona, EUA, mediu gás que era expelido por jactos distintos oriundos da região polar sul da lua, com cinco a oito vezes a velocidade do som, várias vezes a velocidade medida anteriormente. Estas observações de jactos distintos, a partir de um "flyby" de 2010, são consistentes com resultados que mostram uma diferença na composição de grãos de gelo perto da superfície da lua e aqueles que constituem o anel E.

O artigo foi publicado na edição de 9 de Junho da Geophysical Research Letters.  "Sem uma sonda como a Cassini para passar perto de Saturno e da suas luas -- para 'provar' sal e sentir o bombardeamento de grãos gelados -- os cientistas nunca tinham descoberto quão interessantes são estes mundos do Sistema Solar exterior," acrescenta Linda Spilker, cientista do projecto Cassini da NASA no JPL da NASA em Pasadena, Califórnia.
Fonte: http://www.ccvalg.pt/astronomia/
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