4 de mar de 2011

Galáxia Anã de Fornax

A Galáxia Anã de Fornax é uma galáxia satélite da Via Láctea e faz do Grupo Local. Encontra-se na constelação austral de Fornax, a 460.000 anos-luz da Terra. Com um diâmetro de aproximadamente 6.000 anos-luz, sua magnitude visual é de 9,3. Foi descoberta em 1938 por Harlow Shapley. Embora seja uma galáxia anã elíptica, seu tamanho é várias maior que outras galáxias anãs ao nosso redor (como por exemplo a Galáxia Anã de Carina ou a Galáxia Anã de Draco), e contém milhões de estrelas, embora as mais brilhantes alcancem magnitude visual 19. Suas estrelas têm idade entre 3 e 10 bilhões de anos, sendo quase todas elas de população II. Estima-se que 90% da galáxia é constituída de matéria escura. A Galáxia Anã de Fornax possui seis aglomerados globulares orbitando-a, e o mais brilhante dentre eles, NGC 1049, foi descoberto antes que a própria galáxia.

Sexteto de Seyfert

                                      O Sexteto de Seyfert, fotografado pelo HST.Crédito: NASA/ESA.
O Sexteto de Seyfert ém grupo de galáxias a aproximadamente 190 milhões de anos-luz de distância, na direção da constelação de Serpens Caput. O grupo parece conter seis membros, mas uma das galáxias está em plano de fundo e a outra "galáxia" é uma parte de gás e poeira interestelar que pertence a uma das galáxias. A interação gravitacional entre estas galáxias continuará por centenas de milhões de anos. E em última instância, estas galáxias irão se fundir para formar uma única e gigante galáxia elíptica.

Descoberta

O grupo foi descoberto por Carl Keenan Seyfert, usando chapas fotográficas do Observatório Barnard, da Universidade Vanderbilt. Quando os primeiros resultados foram publicados, em 1951, este grupo foi o mais compacto grupo já identificado.

Membros do Sexteto de Seyfert
NGC 6027
NGC 6027a
NGC 6027b
NGC 6027c
NGC 6027d
NGC 6027e
Fonte: http://pt.wikipedia.org/

Imagem da região do céu em torno da constelação de Fornax

                                                                   Créditos:A. Fujii
Esta imagem é da região em torno da constelação de Fornax, no céu do sul, foi tirada com uma câmera pequena de terra.
Fonte: http://www.spacetelescope.org/images/heic0916c/

Turbulento caldeirão de nascimento de estrelas em galáxia ativa

                                               Crèditos: E.J. Schreier, (STScI) and NASA/ESA
A imagem é um mosaico de duas imagens do Telescópio Espacial Hubble tiradas com a Wide Field Planetary Camera 2, em 1 de agosto de 1997 e 10 de janeiro de 1998. A cor aproximadamente natural é montado a partir de imagens obtidas em luz azul, verde e vermelho. Detalhes tão pequenos de sete anos-luz pode ser resolvido. A cor azul é devido à luz extremamente quentes, estrelas recém-nascidas. A cor amarelo-avermelhada é devido em parte a gás quente, em parte para estrelas mais velhas da galáxia elíptica e em parte ao espalhamento da luz azul pela poeira - o mesmo efeito que produz-do-sol laranja brilhante na Terra.
Fonte:http://www.spacetelescope.org/images/opo9814c/

As Muitas Cores do Nascimento de uma Estrela

Uma  imagem feita em março de 2010  pelo Gemini North Telescope ilustra bem a dinâmica e às vezes a violência dos processos de nascimento de estrelas. Essa imagem também demonstra a capacidade dos novos filtros disponíveis para os pesquisadores usando o Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS). Conhecida como Sharpless 2-106 (Sh2-106), uma nebulosa em forma de ampulheta observada na imagem é um berçário estelar feito de gás incandescente e luz dispersada pela poeira. O material recobre uma estrela natal de grande massa que acredita-se seja a responsável pela forma de ampulheta da nebulosa devido aos ventos de alta velocidade, mais de 200Km/s que ejetam material das profundezas da região de formação de estrelas. Pesquisas também indicam que muitos objetos sub-estelares estão se formando dentro da nuvem e podem algum dia resultar num aglomerado de 50 a 150 estrelas na região. A nebulosa está localizada a 2000 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação de Cisne (Cygnus). Suas dimensões físicas são de 2 anos-luz de comprimento por 0.5 ano-luz de largura. A estrela central pode ter mais de 15 vezes a massa do Sol. A formação da estrela começou a aproximadamente 100000 anos atrás e eventualmente sua luz irá se libertar da nuvem que a recobre a medida que se inicia a sua relativa curta vida de estrela massiva.
Gemini ótica (esquerda) e Subaru do infravermelho próximo (à direita) imagens de Sharpless 2-106. Comparação entre estas imagens revelam as várias características visíveis pelo estudo das regiões de gás e poeira em diferentes regiões do espectro eletromagnético.
Os novos filtros fornecem valorosas idéias, pois transmitem em cores específicas da luz visível emitidas pelo hidrogênio excitado, hélio, oxigênio e o enxofre a medida que a radiação da estrela jovem quente energiza a nuvem de gás e poeira. Os filtros são também usados para estudos de nebulosas planetárias e de gás excitado em outras galáxias. Para compor essa imagem quatro cores foram combinadas: violeta – filtro para o hélio II; azul – filtro para o enxofre II; verde – filtro para o oxigênio III e vermelho – filtro para o hidrogênio –alfa. Cada filtro foi integrado somando um total de 900 segundos. A imagem foi obtida usando o Multi-Object Spectrograph do Gemini no Gemini North Telescope. O mesmo conjunto de instrumentos é disponível no Gemini South Telescope no Chile.

Mais Informação sobre Beta Pictoris b

                                       (O planeta beta Pictoris b observado pelo VLT em 2003, 2009 e 2010.)
Uma equipe internacional de astrónomos publicou na revista Astronomy & Astrophysics novas observações do planeta beta Pictoris b realizadas em 2010 que, combinadas com imagens obtidas em 2003 e 2009, permitem determinar com maior precisão a sua órbita e massa. A equipe utilizou o instrumento de óptica adaptativa NaCO, instalado no telescópio Yepun do VLT, para observar beta Pictoris em comprimentos de onda no infravermelho (2.18 micrometros). Nesta região do espectro a turbulência atmosférica é mais baixa e simultaneamente a diferença de brilho entre o planeta e a estrela é menor. As observações de 2003 e 2009 foram também realizadas no infravermelho (desta feita nos 3.8 micrometros). Os novos dados permitem confirmar o movimento orbital e deduzir a massa do planeta entre 7 e 11 vezes a de Júpiter e a sua temperatura efectiva entre 1100 e 1700 Celsius. Uma tal temperatura a uma distância de beta Pictoris semelhante à de Saturno ao Sol no Sistema Solar, implica que, mesmo tendo em conta que a estrela é mais maciça e luminosa que o Sol, o planeta é muito jovem e retém ainda muito calor resultante da sua formação. Este facto é consistente com a juventude da própria beta Pictoris que terá cerca de 12 milhões de anos de idade de acordo com os modelos actuais de evolução estelar. Beta Pictoris, como o nome indica, encontra-se na direcção da constelação austral de Pictor (o Pintor), a uma distância de 64 anos-luz.
Créditos: Astropt.org

Telescópio Spitzer Registra Raios Infravermelhos da Galáxia do Girassol

Esta imagem do Spitzer Space Telescope da NASA mostra a luz infravermelha da galáxia de girassol, também conhecida como Messier 63. Destaques braços espirais da galáxia empoeirada. Crédito da imagem: NASA / JPL-Caltech
Os vários segmentos de braços espirais da galáxia do Girassol, também conhecida como Messier 63, se mostram vívidos nessa imagem em infravermelho feita pelo Telescópio Spitzer da NASA. A luz infravermelha é sensível às faixas de poeira nas galáxias espirais, que aparecem escuras nas imagens feitas com a luz visível. A imagem do Spitzer revela complexas estruturas que traçam os padrões de braços espirais da galáxia. A Messier 63, localiza-se a 37 milhões de anos-luz de distância, não muito distante da bem conhecida galáxia Whirlpool e do grupo de galáxias associadas Messier 51. A poeira, brilhando em vermelho na imagem, pode ser traçada por toda a galáxia desde o núcleo da galáxia, formando um anel ao redor da região mais densa de estrelas no centro.
Este ponto de vista do Girassol galáxia destaca uma variedade de comprimentos de onda infravermelhos capturado por Spitzer. Crédito da imagem: NASA / JPL-Caltech
A pequena linha diagonal vista no canto inferior direito do disco da galáxia é na verdade uma galáxia muito mais distante, orientada com a borda voltada para nós. A cor azul mostra a luz infravermelha com comprimento de onda de 3.6 mícron, a cor verde representa a luz com 4.5 mícron e a cor vermelha a luz de 8.0 mícron. A contribuição da luz das estrelas medida em 3.6 mícron foi subtraída da imagem de 8.0 mícron para realçar a visibilidade das feições empoeiradas.
 

Cefeidas em casulos

Uma equipe internacional de astrofísicos utilizou os interferómetros VINCI e MIDI do VLT (ESO), juntamente com o interferómetro CHARA (no observatório de Mount Wilson) para detectar a presença de "casulos" de material em torno de três estrelas cefeidas, entre as quais se inclui a estrela polar.
Modelo da estrela L Carinae em duas bandas do infravermelho diferentes. Estas imagens de síntese foram construídas a partir das observações de interferometria. O material que circunda esta estrela tem um brilho equivalente a 5% do brilho da própria estrela; esta última possui uma luminosidade 17000 vezes superior à do Sol. A escala em ambas as imagens corresponde a 3 mili-segundos-de-arco, tal equivale ao diâmetro angular de uma casa na Lua, como vista por nós. Cortesia do ESO.
As estrelas cefeidas são estrelas super-gigantes amarelas, de massa elevada, e cujo brilho varia de forma periódica à medida que a estrela pulsa. Mas a sua grande importância deve-se ao facto de o período desta pulsação estar muito bem correlacionado com o seu brilho intrínseco. Assim, se medirmos o brilho (magnitude) aparente de uma cefeida, e determinarmos o período da sua pulsação, podemos conhecer a sua luminosidade, e assim determinar a distância a que a estrela se encontra de nós. Este facto, conjuntamente com a sua grande luminosidade, faz das cefeidas excelentes indicadores de distâncias para objectos no Universo distante. O estudo destas estrelas é no entanto uma tarefa complicada. Embora sejam estrelas gigantes (com um raio que é dezenas ou mesmo centenas de vezes maior do que o do Sol, e um brilho milhares de vezes superior ao da nossa estrela), encontram-se tipicamente a grande distância de nós. A única forma que temos de observar o seu disco é recorrendo a técnicas de interferometria, em que a luz de vários telescópios é combinada, com o objectivo de obter "imagens" com uma resolução equivalente às obtidas com um telescópio que tivesse um diâmetro equivalente à distância entre os vários telescópios usados.  Foi exactamente isto que uma equipa internacional de astrofísicos fez. Utilizando dois interferómetros (o do VLT, no Chile, e o CHARA, nos Estados Unidos da América), os investigadores mediram com sucesso o diâmetro de várias estrelas cefeidas em comprimentos de onda do infravermelho próximo. Mas para sua surpresa, para três destas estrelas (L Carinae, a Polar e a Delta Cephei) a análise dos dados de interferometria mostrou a presença de um envelope de matéria, separado destas por uma distância equivalente a dois e três raios estelares.  Embora não seja ainda certo, os astrofísicos pensam que estes "casulos" de gás tenham sido formados por matéria expelida pela própria estrela. A existência destes "casulos" de gás poderá assim estar associada ao processo de pulsação, durante o qual se geram movimentos na atmosfera destas estrelas da ordem dos 100000km/ hora.
Fonte: http://www.oal.ul.pt/

Complexo da NGC 6914

Créditos: Descubre Foundation, CAHA, OAUV, DSA, Vicent Peris (OAUV), Jack Harvey (SSRO), Juan Conejero (PixInsight)
Um dramático estudo de contrastes, essa paisagem cósmica colorida mostra estrelas, poeira e o gás brilhante da NGC 6914. O complexo de nebulosas localiza-se a 6000 anos-luz de distância na direção da constelação de Cygnus e do plano da Via Láctea. Com as nuvens de poeira em primeiro plano mostradas pelas suas silhuetas, tanto a emissão avermelhada do hidrogênio como a reflexão empoeirada azul preenchem meio grau do campo de visão que se espalha por aproximadamente 50 anos-luz considerando a distância estimada da NGC 6914. A radiação ultravioleta das estrelas jovens, quentes e massivas da extensa associação Cygnus OB2 ioniza o gás hidrogênio atômico, produzindo o brilho vermelho característico à medida que os prótons e elétrons são recombinados. As estrelas encaixadas da Cygnus OB2 fornecem a luz estelar azul que é fortemente refletida pelas nuvens de poeira. Construída como um painel de dois mosaicos a imagem foi processada para realçar as cores do brilho e da diminuição do brilho além de mostrar em detalhes as estruturas dessa nebulosa.

Agência europeia divulga ilustração do telescópio Planck

Sonda orbita o Sol e fica a 1,5 milhão de quilômetros da Terra. Instrumento capta radiação em micro-ondas e investiga origem do Universo.
A agência espacial europeia (ESA, na sigla em inglês) divulgou nesta quinta-feira (3) uma ilustração do telescópio espacial Planck, que orbita o Sol a 1,5 milhão de quilômetros da Terra. Os astrônomos europeus estudam o movimento do objeto - responsável por investigar a radiação cósmica de fundo, a primeira 'luz' possível de ser detectada, emitida após 380 mil do Big Bang - para poder lançar, na mesma órbita, um outro instrumento, conhecido como Gaia, que irá mapear as estrelas de nossa galáxia. (Crédito: C. Carreau / ESA)

Sonda fotografa cratera marciana formada por impacto

               Sonda espacial tira foto de cratera "alongada" em Marte; o formato é incomum em crateras formadas por impacto
A bacia de Huygens, que fica no hemisfério sul de Marte, é uma antiga conhecida dos astrofísicos. O local, com cerca de 460 quilômetros de diâmetro, possui várias marcas de impacto, mas nenhuma mais intrigante que a cratera "alongada".  A foto do local, divulgada nesta sexta-feira pela ESA (Agência Espacial Europeia) e tirada em 4 de agosto de 2010 pela sonda Mars Express, tem aproximadamente 78 quilômetros de comprimento e uma profundidade de 2 quilômetros. Ainda sem nome, o lugar chama a atenção porque as crateras formadas por impacto geralmente costumam ter o formato arredondado. Os cientistas, analisando as imagens, acreditam que a cratera alongada surgiu com a colisão de dois projéteis simultaneamente --possivelmente duas metades de um mesmo corpo celeste.

Fonte: http://www.folha.uol.com.br/
Related Posts Plugin for WordPress, Blogger...