30 de nov de 2012

Galeria de Imagens - Nebulosa planetária de Hélix - olho gigante

Nebulosa de Hélix ou NGC 7293 é uma nebulosa planetária localizada na constelação de Aquarius. descoberta por Karl Ludwig Harding, provavelmente antes de 1824, é uma das nebulosas mais próximas da Terra. Encontra-se a cerca de 650 anos-luz da Terra. Para algumas pessoas também é conhecida por Olho de Deus. É uma das nebulosas preferidas dos astrónomos amadores pelas suas cores vivas e estranha semelhança com um olho gigante. As nebulosas planetárias como a Helix surgem no final da vida de uma estrela, como o Sol, por uma corrente de gases que escapam da estrela moribunda, a anã-branca que pode ver-se no centro das imagens.
Imagem composta da Nebulosa Helix, obtida pelo pelo Telescópio Espacial Hubble
Crédito: NASA , NOAO, ESA , a nebulosa Helix Team Hubble, M. Meixner ( STScI ), e Reitor TA (NRAO)

Nebulosa Helix, em infravermelho, obtida pelo Telescópio Espacial Spitzer
Crédito: NASA/JPL-Caltech/J. Hora (Harvard-Smithsonian CfA)

Nebulosa Helix, imagem composta obtida, em luz visível, pelo Telescópio Espacial Hubble e em infravermelho, pelo Telescópio Espacial Spitzer
Crédito: NASA/JPL-Caltech/ESA/J. Hora (Harvard-Smithsonian CfA), C.R. O'Dell (Vanderbilt University)
 
Imagem da Nebulosa Helix, em infravermelho, obtida pelo Telescópio Espacial Spitzer
Crédito: NASA/JPL-Caltech/K. Su (Univ. of Arizona)

Imagem da Nebulosa Helix obtida pelo Telescópio Espacial Spitzer
Crédito: NASA / JPL-Caltech / J. Hora (CfA Harvard-Smithsonian)

Imagem da Nebulosa Helix, obtida pelo Max-Planck Society/ESO telescope no Observatório La Silla, no Chile
Crédito: ESO

Imagem da Nebulosa Helix, obtida pelos Observatórios Sierra Remote
Crédito: Don Goldman, Sierra Remote Observatories

Imagem ultravioleta da Nebulosa Helix, obtida pela Galaxy Evolution Explorer (GALEX)
Crédito: NASA/JPL-Caltech/SSC

Fonte: Recursos Educativos

O Trio de Galáxias Em Interação NGC 6769-71 Em Pavo

A Tripla NGC 6769-71 é um trio de galáxias que interagem gravitacionalmente e que está localizado a aproximadamente 190 milhões de anos-luz na direção da constelação do hemisfério sul de Pavo. A maior parte das galáxias que conhecemos faz parte de aglomerados de galáxias. Nesse caso, elas se movem uma ao redor da outra num balé lento e gracioso. Mas dois ou mais membros desse trio podem se aproximarem de forma perigosa, os movimentos então se tornam caóticos até que as duas galáxias acabem se colidindo. Essa imagem mostra um exemplo desse tango cósmico. Ao mesmo tempo que essa interação é vista como algo destruidor ela pode também ser vista como um evento de enriquecimento, uma verdadeira explosão de nascimento de estrelas. Uma catástrofe cósmica como essa normalmente resulta na formação de muitas novas estrelas. Isso é óbvio se observarmos a natureza azulada dos braços espirais na NGC 6769 (na parte superior direita) e na NGC 6770 (na parte superior esquerda) e a presença de muitos locais com regiões de formação de estrelas.

As duas galáxias superiores, a NGC 6769, e a NGC 6770 tem o mesmo brilho e o mesmo tamanho, enquanto que a NGC 6771 (abaixo) tem aproximadamente metade do brilho e é levemente menor. Todas as três galáxias possuem um bulbo central de brilho similar. Esses bulbos são formados por estrelas mais velhas, avermelhadas e que na NGC 6771 é marcado pela forma de um caixote, uma rara ocorrência entre as galáxias. Todas as três galáxias são do tipo espirais barradas, a NGC 6769 com braços espirais bem apertados, enquanto que a NGC 6770 apresenta dois braços espirais principais, um deles apontando diretamente para o disco externo da NGC 6769. A NGC 6770 é também peculiar já que ela apresenta duas linhas escuras relativamente retas e um apagado arco que se curva em direção à terceira galáxia, a NGC 6771. Estrelas e gás têm sido arrancados da NGC 6769 e da NGC 6770, começando a formar um envelope comum ao redor delas, na forma da máscara de um demônio. Existe também uma fraca pista de uma tênue ponte entre a NGC 6769 e a NGC 6771.

Todas essas feições confirmam a forte interação gravitacional entre as três galáxias. A aparência distorcida da linha de poeira na NGC 6771 pode também ser interpretada como mais uma evidência dessas interações. Mais ainda, a NGC 6769 e a NGC 6770 estão se afastando de nós a uma velocidade similar de aproximadamente 3800 quilômetros por segundo, enquanto que a NGC 6771 é levemente maior, a 4200 quilômetros por segundo. A NGC 6769 foi o lar de no mínimo duas supernovas, a SN 1997de e da SN 2006ox. Essa imagem composta colorida foi obtida no dia 1 de Abril de 2004, o dia que representou o quinto aniversário do Very Large Telescope do ESO. Ela foi feita no modo de imageamento do Visible Multi-Objects Spectrograph instalado no Melipal, um dos quatro Unit Telescopes de 8.2 metros de diâmetro do VLT no Observatório do Paranal no Chile. Na imagem acima, o norte está para cima e o leste para a esquerda.
Fonte: http://cienctec.com.br
http://annesastronomynews.com

Há compostos orgânicos e gelo abundante em Mercúrio

As áreas vermelhas são as áreas da região polar norte de Mercúrio que estão na sombra, mapeadas por Messenger. Os depósitos polares fotografados da Terra com base em radar estão em amarelo.

A NASA acabou de anunciar, em uma conferência de imprensa ao vivo, que novas observações feitas pela sonda Messenger fornecem apoio convincente para a antiga hipótese de que há água congelada abundante, além de outros materiais voláteis congelados, nas regiões polares permanentemente sombreadas de Mercúrio. Ironicamente, Mercúrio é o planeta que orbita mais próximo ao sol. Messenger vem estudando o planeta de forma intensa desde a sua chegada lá, em março de 2011. Segundo medidas de radar da nave, as evidências de água congelada se concentram na região permanentemente sombreada do polo norte do planeta. Pensa-se que o gelo tem pelo menos meio metro de profundidade, e possivelmente até 20 metros de profundidade. Cientistas dizem que é provável que o polo sul de Mercúrio também tenha gelo, embora ainda não haja dados para apoiar essa ideia. A nave Messanger orbita muito mais perto do polo norte do que do sul.
 
Conclusão definitiva
Três linhas independentes de evidências sustentam a conclusão de que há gelo em Mercúrio: as primeiras medidas de excesso de hidrogênio no polo norte de Mercúrio; as primeiras medidas de refletância dos depósitos polares de Mercúrio em comprimentos de onda quase infravermelhos; e os primeiros modelos detalhados da superfície e temperatura do polo norte de Mercúrio, usando a topografia real da superfície do planeta. Os resultados foram apresentados em três artigos diferentes publicados online na revista Science Express.

Áreas sombreadas
Dada a sua proximidade com o sol, Mercúrio não parece um lugar provável para se encontrar gelo. No entanto, a inclinação do eixo de rotação do planeta é quase zero – menos de um grau -, de forma que alguns “bolsões” (“crateras”) nos polos do planeta nunca veem a luz solar. Décadas atrás, os cientistas sugeriram que poderia haver gelo e outros compostos voláteis congelados presos nessas regiões polares. A ideia recebeu um impulso em 1991, quando o telescópio de Arecibo, em Porto Rico, detectou manchas brilhantes nos polos de Mercúrio, pontos que refletiam as ondas de rádio na forma como se esperaria se houvesse água congelada lá.

Muitas dessas manchas correspondiam à localização de crateras de impacto mapeadas pela sonda Mariner 10 em 1970. Mas como a sonda tinha observado menos de 50% do planeta, os cientistas não tinham um diagrama completo dos polos para comparar com as imagens. A chegada da Messenger em Mercúrio, no ano passado, mudou isso. Imagens da sonda feitas em 2011 e no início deste ano confirmaram que as manchas brilhantes estão dentro das regiões sombreadas na superfície de Mercúrio, e os resultados são consistentes com a hipótese de água congelada. Agora, novos dados indicam fortemente que a água congelada é o constituinte principal dos depósitos no polo norte de Mercúrio. O gelo está exposto na superfície dos depósitos mais frios, mas está enterrado sob um material excepcionalmente escuro na maior parte do depósitos, áreas onde as temperaturas são “quentes” demais para que o gelo seja estável na superfície.

A confirmação
Messenger utilizou espectroscopia de nêutrons para medir as concentrações médias de hidrogênio dentro das manchas. Concentrações consistentes com água congelada foram obtidas. Os dados indicam que os depósitos polares contêm, em média, uma camada rica de hidrogênio com mais de dezenas de centímetros de espessura abaixo de uma camada superficial de 10 a 20 centímetros de espessura, que é menos rica em hidrogênio”, afirma David Lawrence, da Universidade Johns Hopkins e principal autor de um dos artigos. “A camada enterrada tem um teor de hidrogênio de acordo com água congelada quase pura”. Dados do MESSENGER Laser Altimeter (MLA), que já disparou mais de 10 milhões de pulsos de laser no planeta para fazer mapas detalhados da topografia de Mercúrio, corroboram os resultados de radar e medições de espectrômetro de nêutrons da região polar de Mercúrio.

“A correlação de refletância observada com temperaturas modeladas indica que as regiões opticamente brilhantes são consistentes com gelo de superfície”, explica Gregory Neumann, da NASA. O MLA também registrou manchas escuras com refletância diminuída, o que está de acordo com a teoria de que o gelo nas áreas é coberto por uma camada de isolamento térmico. Neumann sugere que impactos de cometas ou asteroides ricos em material volátil podem ter fornecido tanto os depósitos escuros quanto os brilhantes, uma descoberta confirmada em um terceiro estudo, liderado por David Paige, da Universidade da Califórnia, em Los Angeles.

Paige e seus colegas analisaram os modelos detalhados da superfície e temperatura das regiões polares de Mercúrio utilizando a topografia real do planeta medida pelo MLA. As medidas “mostram que a distribuição espacial das regiões está bem adaptada pela distribuição prevista de água congelada termicamente estável”, disse Paige. O material escuro é provavelmente uma mistura de compostos orgânicos complexos levados a Mercúrio por impactos de cometas e asteroides, os mesmos objetos que provavelmente levaram gelo ao planeta. Esse material pode ter obscurecido por exposição à radiação na superfície de Mercúrio, mesmo em áreas permanentemente sombreadas.

Tem gelo… e agora?
Apesar da confirmação, esperada há mais de 20 anos, de que o planeta mais próximo do sol acolhe gelo abundante em suas regiões polares, as novas observações também levantaram novas questões. Os materiais escuros nos depósitos polares consistem principalmente de compostos orgânicos? Que tipo de reações químicas o material tem experimentado? Há alguma região sobre ou dentro de Mercúrio que pode ter tanto água líquida quanto compostos orgânicos? Só com a exploração contínua de Mercúrio poderemos responder essas novas questões. O jeito é aguardar por mais notícias boas da Messenger.
Fonte: http://hypescience.com

Nova descoberta desafia teorias de formação dos planetas rochosos

Impressão artística mostra o disco de gás e poeira cósmica em torno de uma anã marrom
Foto: ESO/Divulgação

Utilizando o telescópio Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), astrônomos descobriram pela primeira vez que a região exterior de um disco de poeira em torno de uma anã marrom, contém grãos sólidos com tamanhos da ordem de milímetros, comparáveis aos encontrados em discos mais densos situados em torno de estrelas recém nascidas. Esta descoberta surpreendente desafia as teorias de formação dos planetas rochosos do tipo terrestre e sugere que os planetas rochosos podem ser ainda mais comuns no Universo do que o que se esperava. O estudo publicado na revista especializada Astrophysical Journal Letters.

Pensa-se que os planetas rochosos se formam a partir de colisões aleatórias e fusão do que são, inicialmente, partículas microscópicas situadas no disco de material em torno de uma estrela. Estes grãos minúsculos, conhecidos como poeira cósmica, são muito semelhantes a fuligem ou areia muito finas. No entanto, nas regiões exteriores em torno de uma anã marrom - um objeto do tipo estelar, mas demasiado pequeno para brilhar como uma estrela - os astrônomos esperavam que os grãos de poeira não pudessem crescer, já que os discos são bastante esparsos e as partículas deslocar-se-iam muito depressa para se poderem fundir após uma colisão. Igualmente, as teorias principais dizem que quaisquer grãos que se consigam formar devem mover-se muito depressa na direção da anã marrom central, desaparecendo assim das regiões mais exteriores do disco, onde poderiam ser detectados.

"Ficámos muito surpreendidos ao encontrar grãos de poeira do tamanho do milímetro neste disco pequeno e fino," disse Luca Ricci, do California Institute of Technology, EUA, que liderou a equipa de astrônomos, sediados nos Estados Unidos, Europa e Chile. Grãos sólidos deste tamanho não deveriam ser capazes de se formar nas regiões exteriores frias de um disco em torno de uma anã marrom, mas aparentemente é o que está a acontecer. Não podemos ter a certeza que um planeta rochoso se forme neste local, ou até que já se tenha formado, mas estamos a ver os primeiros passos deste fenómeno, e por isso mesmo teremos que alterar as nossas suposições sobre as condições necessárias ao crescimento de sólidos," disse ele.

A elevada resolução do ALMA comparada com os telescópios anteriores, permitiu também à equipa localizar monóxido de carbono gasoso em torno da anã marrom - é a primeira vez que gás molecular frio é detectado num tal disco. Esta descoberta, juntamente com a dos grãos milimétricos, sugere que o disco é muito mais parecido aos discos que se encontram em torno de estrelas jovens do que o suposto anteriormente. Ricci e colegas fizeram esta descoberta com o auxílio do telescópio ALMA parcialmente completo, situado no deserto chileno a elevada altitude. O ALMA é uma coleção, em crescimento, de antenas de alta precisão, em forma de prato, que trabalham em conjunto, como se de um único telescópio se tratassem, para observar o Universo com imenso detalhe e sensibilidade. O ALMA "vê" o Universo na radiação milimétrica, a qual é invisível ao olho humano. Prevê-se que a construção do ALMA esteja terminada em 2013, mas os astrônomos observam já utilizando uma rede parcial de antenas ALMA, desde 2011.

Os astrônomos apontaram o ALMA à jovem anã marrom ISO-Oph 102, também conhecida como Rho-Oph 102, situada na região de formação estelar Rho Ophiuchi, na constelação do Serpentário. Com cerca de 60 vezes a massa de Júpiter mas apenas 0,06 a do Sol, a anã marrom não tem massa suficiente para iniciar as reações termonucleares que fazem brilhar as estrelas. No entanto, emite calor libertado pela sua lenta contração gravitacional e brilha com uma cor avermelhada, embora seja muito menos brilhante que uma estrela.

O ALMA coletou a radiação emitida pelo material do disco aquecido pela anã marrom. Os grãos de poeira do disco não emitem muito radiação a comprimentos de onda maiores que o seu próprio tamanho, por isso um decréscimo caraterístico no brilho pode ser medido a comprimentos de onda maiores. O ALMA é o instrumento ideal para medir este decréscimo e deste modo estimar o tamanho dos grãos. Os astrônomos compararam o brilho do disco nos comprimentos de onda de 0,89 mm e 3,2 mm. O decréscimo em brilho de 0,89 mm para 3,2 mm não é tão abrupto quanto se esperava, mostrando que, pelo menos, alguns dos grãos têm um milímetro ou mais de tamanho.

"O ALMA é uma ferramenta poderosa para investigar os mistérios dos sistemas planetários em formação," comentou Leonardo Testi do ESO, um membro da equipa de investigação. "Para fazer esta observação com a geração anterior de telescópios, teríamos que ter observado durante praticamente um mês inteiro - o que na prática seria demasiado longo. Mas, utilizando apenas um quarto das antenas do ALMA, pudemos fazer a observação em menos de uma hora!" disse ele. No futuro próximo, o telescópio ALMA completo será suficientemente poderoso para obter imagens detalhadas dos discos em torno da Rho-Oph 102 e outros objetos. Ricci explicou, "Poderemos brevemente detectar, não apenas a presença de pequenas partículas nos discos, mas também mapear como é que elas se distribuem no disco circumstelar e como é que interagem com o gás que também detectamos no disco, o que nos ajudará a compreender melhor como é que os planetas se formam."
Fonte: TERRA
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