19 de jan de 2011

A Nuvem Molecular de Perseus Observada Pelo Planck

Não só de estrelas é feita uma galáxia, na verdade, muitos outros materiais preenchem essas ilhas cósmicas. No comprimento de onda das micro ondas, o Planck consegue observar elétrons se movendo através da galáxia e poeira sendo aquecida pela luz das estrelas que estão se formando. Esses componentes do meio interestelar  têm sido estudados exaustão por algumas décadas. Os elétrons são conhecidos por emitir primariamente ondas de rádio (baixa frequência) enquanto que os grãos de poeira primariamente emitem no infravermelho distante (altas frequências).

Na década de 1990, as emissões eram observadas mas não podiam ser explicadas e por isso tornaram-se conhecidas como Emissão de Micro Ondas Anômala, ou do inglês AME. Algumas teorias propuseram a origem dessa emissão e agora com os comprimentos de onda cobertos pelo Instrumento de Baixa Frequência do Planck é possível observar e caracterizar essa emissão. Uma vantagem que o Planck tem é que ele combina dois instrumentos e com isso consegue cobrir uma grande gama de comprimentos de onda, o que permite separar essa emissão anômala dos componentes que podem ser melhor compreendidos.

“Nós agora estamos ficando mais confiantes de que a emissão é devido à rotação dos grãos de poeira em nano-escala, que gira a milhares de milhos de vezes por segundo”, disse Clive Dickinson da University of Manchester, que lidera as análises do AME usando os mapas do Planck. “Esses são os menores grãos de poeira conhecidos, compostos somente por 10 a 50 átomos, a partir de colisões com átomos ou fótons eles emitem radiação nas frequências entre 10 e 60 GHz”, explica ele. Essa região na constelação de Perseus, foi uma das duas regiões dentro da nossa galáxia que foi estudada em detalhe.

Graças a grande sensibilidade do Planck e devido a sua cobertura espectral sem precedente, tem sido possível caracterizar as emissões anômalas provenientes desses dois objetos em grande detalhe de modo que muitas das teorias alternativas puseram ser descartadas e assim pôde-se mostrar que a significante contribuição para a AME, se não a única é devido a rotação das partículas de grãos em nano escala. Na imagem acima, as cores têm os seguintes significados: azul, representa os elétrons se movendo através da galáxia; verde a poeira aquecida pelas estrelas e vermelho a emissão anômala observada pelo Planck.
Créditos:www.cienctec.com.br

A Fusão de Duas Estrelas Anãs Brancas

Essa ilustração mostra três etapas da fusão de um par de estrelas anãs brancas. A ilustração mostra como os planetas podem se formar ao redor de estrelas anãs massivas e é baseado em estudos teóricos dos astrônomos Mario Livio, Jim Pringle e Rex Saffer do Space Telescope Science Institute em Baltimore, MD. No mínimo, metade das estrelas na Via Láctea são sistemas estelares duplos. Durante a sua evolução esses sistemas podem passar por uma fase em que os núcleos das duas estrelas giram dentro de um envelope comum tênue. O produto final dessa fase pode ser um par próximo de objetos muito compactos, conhecidos como anãs brancas (anãs brancas são estrelas no final do seu estágio evolucionário que se contraíram até alcançar o tamanho da Terra mas com uma massa semelhante a do Sol. À medida que as anãs brancas orbitam uma ao redor da outra, aquela menos massiva se movimenta em forma espiral em direção a mais massiva – e então por consequência a mais compacta entre as duas. As forças gravitacionais perturba a estrela menos massiva pois ela é fisicamente maior e mais fácil de ser esticada pela intensa força gravitacional da anã branca companheira compacta. Pensando que a maior parte do material cai diretamente dentro da anã branca, alguma parte dele se espalha em um disco achatado largo. Os planetas podem se aglomerar no disco ao redor. O disco da anã branca teria aproximadamente o mesmo tamanho e a massa à medida que o disco protoestelar que acompanhou a formação do nosso Sol, mas seria predominantemente feito de carbono e oxigênio.

A Lua Vermelha do Último Solstício de 2010

                                                            Créditos da imagem Mike McCabe
Animado com a expectativa de observar o primeiro eclipse total da Lua acontecendo no mesmo dia de um solstício em mais de 350 anos, o astrônomo amador que registrou essa foto acordou as 2:00 a.m., mas as saudações não foram as esperadas, ele foi saudado pela neve que caia do céu nessa noite. Portanto da casa dele não aconteceu eclipse algum nesse dia. Contudo mais tarde nesse mesmo dia, e realmente muito mais próximo do solstício, o céu se clareou e a Lua cheia brilhou com toda a sua glória. Empilhando imagens feitas com o filtro da Lua de 18% de transmissão e o filtro vermelho, pode-se montar o efeito duplicado de um eclipse de verdade com os raios de Sol refratando através de uma estratosfera sadia. Nenhum truque ou artifício foi usado com o intuito de enganar, parecendo que se estava vendo o eclipse, foi tudo uma grande diversão testando filtros e observando os resultados.

A Ilusão das Duas Luas – Dione e Encélado em Saturno

                                 Enceladus and Dione, as seen by Cassini. Creditos: NASA/JPL/Space Science Institute 
Nós normalmente experimentamos o efeito da ilusão da Lua, onde a nossa Lua cheia parece maior quando observada próximo do horizonte. Mas o que dizer sobre essa ilusão onde você não pode realmente dizer qual dessas luas de Saturno é na verdade maior ou se ela está mais próxima da sonda Cassini quando ela as observou? Aqui, Dione, está na parte superior direita, e aparece mais próxima da sonda pois é maior que Encélado que aparece na parte inferior esquerda da imagem. Contudo Encélado estava na verdade mais próximo da Cassini quando a sua câmera registrou a imagem. Dione, tem 1123 quilômetros de diâmetro e é tem mais que o dobro do tamanho de Encélado com 504 quilômetros de diâmetro. As duas luas estão contrastadas com o brilho de Encélado, emitido pelo seu hemisfério refletivo, e pelo lado escuro de Dione formado por micrometeoros e decorado de forma sútil por regiões de material mais brilhante. A Cassini fez essa imagem no dia 1 de Dezembro de 2010 a uma distância de 510000 quilômetros de Encélado e a 830000 quilômetros de distância de Dione. As escalas são de 3 km/pixel em Encélado e de 5 km/pixel em Dione.

Tempestade em Saturno

No final de 2010, uma nova e impressionante tempestade brilhante nasceu no hemisfério norte de Saturno. Os astrônomos amadores foram os primeiros a registrar o fenômeno no começo do mês de Dezembro com o gigante gasoso dos anéis nascendo no céu pré-crepuscular da Terra. Orbitando Saturno, a sonda Cassini foi capaz de registrar essa imagem detalhada da complexa perturbação a uma distância de 1.8 milhões de quilômetros no dia 24 de Dezembro. Com o passar do tempo, a tempestade se desenvolveu, se espalhando principalmente na longitude saturniana e agora ela se estica ao redor do planeta. Os finos anéis de Saturno são também vistos cruzando a imagem acima, gerando largas nuvens no hemisfério sul do planeta.

Supernova SN1987A na Grande Nuvem de Magalhães

Estrelas brilhantes e uma pequena quantidade de gás criam essa imagem de tirar o fôlego que mostra a auto destruição de uma estrela massiva, conhecida como 1987A, está localizada na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia próxima. Os astrônomos no hemisfério sul testemunharam a brilhante explosão da estrela no dia 23 de Fevereiro de1987. Mostrada nessa imagem feita pelo Telescópio Espacial Hubble, a parte remanescente da supernova envolvida por anéis internos e externos de material é definida em uma floresta etérea de nuvens de gás difusas. Essa imagem em três cores é composta por algumas das imagens da supernova e da região ao redor feitas pela Wide Field and Planetary Camera 2 em Setembro de 1994, Fevereiro de 1996 e Julho de 1997. As muitas estrelas azuis brilhantes próximo da supernova são estrelas massivas, cada uma delas mais de seis vezes maiores que o Sol. Elas são membros da mesma geração de estrelas da estrela que explodiu em supernova originadas a 12 milhões de anos atrás. A presença de nuvens de gás brilhante é um outro sinal da juventude dessa região, que ainda parece ser um campo fértil para a formação de novas estrelas. Em alguns anos o material da supernova que se move a uma velocidade muito rápida irá varrer o anel interno com força máxima, aquecendo e excitando o gás o que irá produzir uma nova série de fogos de artifícios cósmicos que irão oferecer uma bela visão por mais de uma década.

Imagem da nebulosa de Órion dá novas perspectivas sobre o objeto

Astrônomos usaram cinco filtros diferentes para compor imagem; Messier 42 é um dos berçários estrelares mais estudados até hoje
Astrônomos usaram a câmera Wide Field Imager no telescópio do Observatório Europeu do Sul (ESO) em La Silla, no Chile, para observar as estrelas na nebulosa de Órion. Eles descobriram que as fracas estrelas anãs-vermelhas dos aglomerados de estrelas irradiam muito mais luz do que os cientistas acreditavam anteriormente, dando novas perspectivas sobre esse famoso objeto. Os dados coletados no projeto foram usados para criar uma detalhada essa imagem colorida da nebulosa. A nebulosa de Órion, também conhecida como Messier 42, é um dos objetos astronômicos mais facilmente reconhecíveis e mais estudados até hoje. Ela é um enorme complexo de gás e poeira onde enormes estrelas estão se formando e é a região mais próxima da Terra com tais características. O gás fosforescente é tão brilhante que pode ser visto a olho nu, sendo uma visão ainda mais fascinante pelo telescópio. Apesar de sua familiaridade e proximidade, ainda há muito que devemos aprender sobre esse berçário estrelar. Foi apenas em 2007, por exemplo, que se descobriu que a nebulosa está ainda mais próxima da Terra do que se prensava anteriormente: 1350 anos-luz e não 1500 como se acreditava. A imagem é um composto de diversas exposições realizadas usando um total de cinco filtros diferentes. A luz que passou por um filtro vermelho, assim como a luz que passou por um filtro que destaca hidrogênio brilhante, ficaram em vermelho. A luz na parte amarelo-esverdeada do espectro ficou verde, e a azul ficou em azul. Já a luz que passou por um filtro ultravioleta ficou em roxo. O tempo de exposição para cada um dos filtros foi de 52 minutos.
Fonte: ESTADÃO

Hidrografia do Planeta Marte

        Formações rochosas microscópicas indicam sinais antigos de água. Fotografia tirada pelo rover Opportunity.

O ciclo da água em Marte é diferente do da Terra devido à pressão atmosférica ser tão baixa: a água encontra-se no solo, em forma de gelo, à temperatura de -80 °C, mas quando a temperatura se eleva, o gelo converte-se em vapor sem passar ao estado líquido. Marte à primeira vista parece um imenso deserto, e que sempre foi assim. No entanto, imagens de sondas que observaram o planeta detectaram vários leitos de rios secos. Mais recentemente descobriu-se um lago gelado à superfície e sugeriu-se a existência de gelo subterrâneo, em que em, pelo menos um local, a existência de um mar de gelo. Com a confirmação da existência de água congelada no subsolo do planeta, alguns supõem que esta água possa sustentar micróbios marcianos.

Antigos canais e lagos

 

Existem dois tipos de canais (não confundir com os canais de Schiaparelli) em Marte os que são produzidos correntes e os que são originados por água que emerge debaixo da superfície. Estes canais antigos ainda são visíveis nas imagens obtidas pelas sondas que exploraram o planeta. Os canais produzidos por correntes são pequenos com menos de 20 km de comprimento, e encontram-se nas terras altas e nas beiras das crateras. Pensa-se que terão sido formadas quando água subterrânea ocasionalmente chegava à superfície. Os canais de correntes estão associados com cheias catastróficas numa escala maior, bem maiores que as cheias já registradas na história geológica da Terra. Estas cheias podem ter sido originadas a partir de gelo derretido.
Antigos canais de rios desaguavam em Valles Marineris, indicando que este imenso desfiladeiro esteve outrora inundado, causando a sedimentação em camadas que se encontra no interior do desfiladeiro. Nesta região e em outras regiões como na cratera Schiaparelli (de 450 km de diâmetro), a presença de canais que desaguavam dentro das crateras leva a se supor que se formavam pequenos lagos de água dentro destas.
Fotografia tirada pelo rover Spirit a partir de um pequeno rochedo no meio da cratera Gusev que mostra a planície interior da cratera e a respectiva parede ao fundo, no horizonte.

Ma'adim Vallis é um outro grande desfiladeiro e pensa-se que terá sido esculpido por água líquida no passado com pequenos canais ao longo das paredes do desfiladeiro. Nestes canais, a água subterrânea se dissolvia parcialmente e levava a que a rocha caísse em depósitos e fosse levada por outros processos de erosão. Ma'adim localiza-se numa região baixa no sul e que se pensa que, no passado, contivesse um grande número de lagos a norte da cratera Gusev perto do equador. O Ares Vallis, um dos maiores canais de escoamento de Marte, atravessa a região em direcção a Xanthe Terra, a noroeste; onde se localizam os grandes canais Tiu, Simud e Shalbatana, regiões das quais fotos a partir do espaço revelaram "ilhas" em forma de lemniscata e planícies aluviais que sugerem as grandes inundações que tiveram lugar em Marte. Estes aspectos têm origem na parte oeste de Margaritifer Sinus, numa região acidentada e desordenada conhecida como «Terreno Caótico». A inundação que aqui teve lugar ocorreu em escala titânica, muito maior que qualquer uma verificada na Terra. A cratera Gusev que tem cerca de 170 km de diâmetro, e foi formada há cerca de 3 a 4 mil milhões de anos, parece ter sido um antigo lago, já que se encontra coberto por sedimentos até quase um quilómetro de profundidade. Certas formações do terreno na boca de Ma'adim Vallis, na entrada da cratera Gusev, assemelham-se aos deltas de rios terrestres. Estas formações na Terra levam centenas de milhares de anos a serem formadas, sugerindo que a água corria em Marte por longos períodos de tempo. Imagens tiradas da órbita indicam que terá existido um lago de dimensões bastante significativas perto da fonte de Ma'adim Vallis que seria a origem dessa água. Não se sabe se a água corria lenta e continuamente, com grandes enchentes esporádicas, ou se seria uma combinação destes padrões.

 

Os mares perdidos


Entre as descobertas pelo rover Opportunity está a presença de hematita em Marte na forma de pequenas esferas em Meridiani Planum. As esferas têm apenas alguns milímetros de diâmetro e acredita-se terem sido formadas como depósitos rochosos sob água há milhares de milhões de anos. Outros minerais encontrados continham formas de enxofre, ferro e bromo tais como jarosita. Esta e outras evidências levaram a que cientistas concluíssem que "a água líquida foi outrora presente de forma intermitente na superfície marciana em Meridiani, e por vezes saturava a sub-superfície. Porque a água líquida é um pré-requisito chave para a vida, Meridiani pode ter sido habitável por algum período de tempo na História marciana". No lado oposto do planeta, o mineral goethita forma-se somente em presença de água, ao contrário da hematite. Outras evidências de água, foram encontradas pelo rover Spirit nas "Colinas Columbia".

Possível escoamento de água do solo de Marte.

A NASA avançou com uma hipotética história da água em Marte; onde demonstrou que a água poderá ter sido abundante em Marte até há cerca de 3 bilhões e 800 milhões de anos, antes de ter começado a desaparecer. Há 2 bilhões de anos já só restava um pequeno mar perto do pólo Norte até desaparecer, quase por completo, 1 bilhão de anos depois. O planeta teria cursos abundantes de água, e uma atmosfera muito mais densa que proporcionava temperaturas mais elevadas, permitindo a existência de água líquida. Presume-se que Marte tenha perdido muita da sua atmosfera devido ao vento solar que penetra pela ionosfera e de forma muito profunda na atmosfera marciana até uma altitude de 270 km. Ao perder a maior parte dessa atmosfera para o espaço, a pressão diminuiu e as temperaturas baixaram, a água desapareceu da superfície. Alguma subsiste na atmosfera, como vapor de água, mas em pequenas proporções (0,01%), assim como nas calotas polares, formando grandes massas de gelos perpétuos.

 

O lago gelado


A 29 de Julho de 2005, é anunciada a existência de um lago de gelo em Marte. Fotografias ao lago foram tiradas pela Mars Express da Agência Espacial Europeia, uma sonda que tem explorado o planeta. O disco de gelo está localizado em Vastitas Borealis, uma planície vasta que cobre as latitudes mais a norte de Marte. O gelo que é bem visível está deitado sobre uma cratera que tem 35 km de diâmetro, com uma profundidade máxima de cerca de 2 km. Os cientistas que estudaram as imagens dizem ter a certeza que não é gelo seco (dióxido de carbono gelado), isto porque o gelo seco já tinha desaparecido da capa polar do Norte na altura em que a imagem foi tirada. O que pode ser mais um ponto a defender que terá existido vida em Marte, ou que ainda possa existir e que também é um forte incentivo a que sejam enviadas missões tripuladas por seres humanos.

 

O mar oculto


Os europeus também descobriram que um imenso mar gelado pode estar abaixo da superfície de Marte na região sul de Elysium, perto do equador, compreendendo uma área chapeada e coberta por sedimentos de 800 por 900 km. Estes sedimentos cobrem o gelo, preservando-o no sítio. A água que terá formado este mar em Elysium, parece ter tido origem de baixo da superfície do planeta, emergindo numa série de fracturas conhecidas como Cerberus Fossae. No entanto esta afirmação continua a suscitar dúvidas.Jean-Pierre Bibring, do Instituto Espacial de Astrofísica da Universidade de Paris, concorda com a existência de água no planeta marciano.A análise dos dados da sonda Mars Express (ESA) e da Mars Reconnaissance (NASA) revela que "havia água, mas não formaria um grande oceano", diz.
Fonte:www.pt.wikipedia.org

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