Astronomia e Universo

Nebulosa do Caranguejo (também conhecida por Nebulosa da Rolha, Nebulosa da Borboleta) (catalogado por NGC 1952, M1 - Messier 1, Taurus A) é um remanescente de supernova na constelação de Taurus. A nebulosa foi observada pela primeira vez em 1731, por John Bevis. Ela é o remanescente da supernova SN 1054, que foi registrada, como uma estrela visível à luz do dia, por astrônomos chineses e árabes em 1054. Localizada a uma distância de cerca de 6 300 anos-luz (2 kpc) da Terra, a nebulosa tem um diâmetro de 11 anos-luz (3,4 pc) e está se expandindo à taxa de cerca de 1 500 quilômetros por segundo. A nebulosa contém um pulsar no seu centro que gira trinta vezes por segundo, emitindo pulsos de radiação, de raios gama a ondas de rádio. Esta nebulosa foi o primeiro objeto astronômico identificado com uma explosão supernova histórica. A nebulosa age como uma fonte de radiação para estudar corpos celestes que estejam ocultos nela. Nos anos 1950 e anos 1960, a coroa do Sol foi mapeada a partir

 O Pulsar do Caranguejo. Esta imagem combina informações ópticas do Hubble (em vermelho) e imagens de raios-X do Observatório de raios-X Chandra (em azul).  O Pulsar do Caranguejo (PSR B0531+21 ou PSR J0534+2200) é uma estrela de nêutrons relativamente jovem localizada na Nebulosa do Caranguejo, descoberto em 1969. O pulsar tem aproximadamente 25 km de diâmetro e os "feixes" do pulsar giram uma vez a cada 33 milisegundos, ou 30 vezes por segundo. O vento relativístico transbordante da estrela de nêutrons gera emissão síncrotron, que produz a maior parte da emissão da nebulosa, desde ondas de rádio a raios gama. A característica mais dinâmica na parte interior da nebulosa é o ponto onde o vento equatorial do pulsar atinge a nebulosa que o cerca, formando um choque de terminação. O formato e a posição desta característica muda rapidamente, com o vento equatorial aparecendo como uma série de características parecidas com nuvens que imergem, tornam-se brilhantes e então,

23 Librae é uma estrela anã amarela na Constelação de Libra, que fica a 83,7 anos-luz do Sol. 23 Librae tem uma massa de 1,05 sóis e um raio de 1,25 sóis. Planetas Em 1999, um exoplaneta chamado 23 Librae b foi encontrado orbitando 23 Librae. Em 2009 um outro planeta foi encontrado. Planetas do Sistema 23 Librae 23 Librae b é um planeta extra-solar descoberto em 14 de novembro de 1999 orbitando a estrela 23 Librae. 23 Librae b fica a 0,82 UA de 23 Librae. Se ele fosse colocado no Sistema Solar sua órbita se situaria entre as órbitas da Terra e de Vênus. 23 Librae c (23 Lib c) é um planeta extra-solar semelhante a Júpiter descoberto em 2009, orbitando a estrela 23 Librae. Tem uma das órbitas planetárias mais longas conhecidas em planetas detectados via Velocidade Radial.O actual período da órbitra deste planeta está estimado entre 4600 a 5400 dias, ou seja, 12.5 a 15 anos. A razão de a margem de erro do período orbital ser tão grande é porque este planeta ainda não completou uma ór

16 Cygni Bb é um planeta extra-solar a aproximadamente 70 anos-luz de distância na Constelação de Cygnus. O planeta foi descoberto em órbita de uma estrela do mesmo tipo do Sol, a 16 Cygni B, uma das componentes do sistema de três estrelas 16 Cygni. Faz uma revolução a cada 799 dias e foi o primeiro "Júpiter excêntrico" a ser descoberto. Origem: Wikipédia

Cassiopéia A ou Cassiopeia A (Cas A) é uma supernova existente na constelação de Cassiopéia e a mais brilhante fonte radiofônica de luz extra-solar existente no céu. Ela foi formada a cerca de onze mil anos-luz da Terra, na Via Láctea, e a nuvem em expansão do material resultante da explosão estelar tem hoje o equivalente a dez anos luz de comprimento. Os astrônomos acreditam que ela tenha cerca de 300 anos, mas não existem registros de nenhuma observação da supernova original, provavelmente devido a poeira interestelar absorvendo a radiação ótica antes que ela chegasse à Terra. Algumas explicações existem com a idéia de que a estrela original tinha uma massa não usual e já tinha previamente ejetado, antes de sua explosão, muito de suas bordas. É sabido que a concha cósmica em expansão tem uma temperatura de cerca de 50 milhões de graus Fahrenheit (30 megakelvins) e viaja a mais de dez milhões de milhas por hora. Cas A é mais forte fonte de rádio no céu fora do sistema solar e esteve

Uma estrela gigante é uma estrela com raio e luminosidade substancialmente maiores do que os de uma estrela da seqüência principal de mesma temperatura superficial. Tipicamente, estrelas gigantes têm raios entre 10 e 100 raios solares e luminosidade entre 10 e 1.000 vezes a do Sol. Estrelas ainda mais luminosas do que as gigantes são denominadas supergigantes e hipergigantes. Uma estrela quente e luminosa da seqüência principal também pode ser citada como gigante.Além disso, por conta de seus grandes raios e luminosidade, estrelas gigantes estão acima da seqüência principal (luminosidade classe V na classificação estelar Yerkes) do diagrama de Hertzsprung-Russell e correspondem às luminosidades classes II ou III. Exemplos Estrelas gigantes bem conhecidas, de várias colorações: Alcyone (η Tauri), uma gigante branco-azulada (tipo B), a estrela mais brilhante das Plêiades. Thuban (α Draconis), uma gigante branca (tipo A). σ Octantis, uma gigante branco-amarelada (tipo F). α Aurigae Aa, u

Estrela subgigante é definida como aquela que pertence a uma classe de estrelas que são mais brilhantes que as estrelas da seqüência principal do mesmo tipo espectral, mas não são tão brilhantes quanto as verdadeiras gigantes. Acredita-se que sejam estrelas que estão terminando o ciclo de fusão de hidrogênio em seus núcleos. Em estrelas que tenham grosso modo uma massa solar, isto faz com que o núcleo se contraia, o que aumenta a temperatura do núcleo o suficiente para transformar a fusão do hidrogênio numa concha que envolve o núcleo. Isto faz com que a estrela entre em expansão, no processo para se tornar uma verdadeira gigante. No início da fase de subgigante (tal como numa estrela como Procyon A), o diâmetro e o brilho aumentam, mas as mudanças de cor e temperatura não são muito significativas. Subgigantes que estão em processo de tornar-se verdadeiras gigantes, têm diâmetros maiores e temperaturas mais baixas do que estrelas de massa similar na seqüência principal. A luminosidade

51 Pegasi é a designação de uma estrela do tipo do Sol na constelação de Pégaso 14,7 parsecs (47,9 anos-luz) da Terra. Em 1995 o primeiro planeta fora do sistema solar foi descoberto a orbitá-la. A descoberta do exoplaneta, chamado de 51 Pegasi B, foi anunciada a 6 de Outubro de 1995 por Michael Mayor e Didier Queloz na revista Nature, volume 378, página 355. Para a descoberta foi usado o método de velocidade radial no Observatório de Genebra. A estrela é vísivel da Terra com binóculos, ou a olho-nu por quem tem boa visão em condições de céu muito escuro. 51 pegasi é uma estrela anã amarela com 7,5 biliões de anos de idade estimados, um pouco mais velha que o nosso Sol, 4% mais massiva, com mais conteúdo metálico e com o hidrogénio a esgotar-se. Fonte:Wikipédia, a enciclopédia livre.

Alpha Piscis Austrini mais conhecida como Fomalhaut é a estrela mais brilhante da constelação de Peixe Austral (Piscis Austrinus), e é uma das 4 estrelas reais dos persas – junto com Antares (α Scorpii), Aldebaran (α Tauri) e Regulus (α Leonis). Em torno desta estrela foi detectado um planeta cerca de três vezes mais massivo que Júpiter. Este exoplaneta (Fomalhaut b) foi detetado visualmente pela comparação de imagens obtidas pelo telescópio Hubble de 2004 e 2006. Fomalhaut é uma palavra de origem árabe e significa "boca do peixe". Exoplanetas Em 13 de novembro de 2008, a NASA anunciou as primeiras imagens fotográficas obtidas de Fomalhaut b, através do telescópio Hubble, o que o torna o primeiro planeta extra-solar fotografado da Terra. Fonte: Astronomy

Fomalhaut b é um planeta extra-solar que orbita a estrela Fomalhaut, três bilhões de quilômetros dentro de seu anel orbital de poeira estelar e o primeiro exoplaneta a ser descoberto por fotografias, após oito anos de pesquisas tentando estabelecer sua posição. Sua existência, antes apenas teórica foi confirmada pela NASA em 13 de novembro de 2008, quando a agência espacial norte-americana divulgou fotografias do planeta tiradas pelo telescópio espacial Hubble. Localizado a 25 anos-luz da Terra, na constelação de Piscis Austrinus, o planeta tem o tamanho de Júpiter e três vezes a sua massa e acredita-se ser o objeto com menor massa já visto fora das vizinhanças do nosso sistema solar. Fomalhaut b teve sua existência descoberta em 2005, devido ao movimento de sua órbita dentro do cinturão de poeira que envolve a estrela Fomalhaut, mas foi localizado apenas em maio de 2008 pelo astrônomo Paul Kalas, através da comparação de fotografias do Hubble tiradas em 2004 e 2006. O planeta se loca

Aglomerado Globular M15 (também conhecido como Messier 15 ou Objeto NGC 7078) é um aglomerado globular na constelação de Pégaso. Foi descoberto por Jean-Dominique Maraldi em 1746 e incluído no catálogo de Charles Messier em 1764. Estima-se que tenha 13,2 mil milhões de anos, um dos mais antigos aglomerados globulares.M15 está a uma distância de cerca de 33.600 anos-luz da Terra. Ele tem uma magnitude absoluta de -9,2 o que se traduz num total de 360000 vezes que a luminosidade do sol. O núcleo deste aglomerado sofreu uma contração e colapso conhecido como núcleo central, tem uma densidade cúspide (acabou de sair do centro), com um enorme número de estrelas rodeiam o que pode ser um buraco negro central.Messier 15 contém um número bastante elevado de estrelas variáveis, 112 são conhecidas. Lá também foram encontrados, pelo menos 8 pulsares duplos, M15 inclui um sistema de estrelas de nêutrons. Além disso, M15 possui quatro nebulosas planetárias conhecidas, um dos quais é Pease 1, desco

A galáxia elíptica M 49 foi o primeiro membro do enxame da Virgem a ser descoberto por Charles Messier, tendo sido catalogado por ele em 1771. Trata-se do membro mais brilhante deste enxame. A sua forma elíptica estende-se por mais de 160000 anos-luz. O enxame da Virgem é o enxame de galáxias mais próximo da Terra e contém centenas de outras galáxias. Julga-se que no cento de M 49 exista um buraco negro super-maciço com uma massa de cerca 500 milhões de massas solares. Pensa-se ainda que a maior parte da massa de M 49 esteja sob a forma de matéria negra. Crédito: 2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF. Telescópio: 2MASS (2 Micron All Sky Survey). Fonte:portaldoastronomo.org

Cl* 1806-20 é um aglomerado estelar pesadamente obscurecido no outro lado da Via Láctea, a aproximadamente 50.000 anos-luz de distancia. Ele contém o repetidor de raios gama suaves SGR 1806-20 e a hipergigante azul variável luminosa LBV 1806-20, uma candidata a mais luminosa estrela de toda a Galáxia. LBV 1806-20 e muitas outras estrelas massivas no aglomerado crê-se que provavelmente terminaram como supernovas à milhões de anos atrás, levando a formar estrelas de nêutrons e buracos negros como remanescentes. O aglomerado é pesadamente obscurecido pela poeira interestelar, e principalmente visível em infravermelho. Ele é parte de uma grande região HII e gigante nuvem molecular, conhecida como W31. Ele tem um centro compacto (diâmetro ~0.2 pc) com um halo mais estendido (diâmetro ~2 pc) contendo as LBV's e também contém pelo menos três estrelas de Wolf-Rayet (dos tipos WC8, WN6 e WN7) e uma supergigante OB, e outras quantidades de estrelas jovens massivas. Fonte:Wikipédia

NGC 5128, também conhecida por Centauro A, é uma galáxia elíptica na constelação do Centauro. Esta galáxia é uma das galáxias mais maciças e luminosas que se conhece, sendo um dos objectos do céu mais brilhantes em rádio e Raios-X. A sua designação de Centauro A advém, precisamente, de ser o objecto mais brilhante no rádio em Centauro. Esta galáxia pertence ao grupo das galáxias activas, pois o seu núcleo apresenta sinais de grande actividade. O disco escuro de poeira que se vê na imagem poder-se-á ter formado devido à colisão de uma pequena galáxia espiral com a galáxia elíptica maior. Os cientistas julgam que no centro da galáxia poderá existir um buraco negro com cerca de mil milhões de massas solares. Crédito: NOAO/AURA/NSF. Telescópio: 4m Blanco (Cerro Tololo InterAmerican Observatory). Fonte:portaldoastronomo.org

Uma nuvem molecular é um tipo de nuvem interestelar cuja densidade e tamanho permitem a formação de moléculas, mas habitualmente hidrogénio molecular (H2). Esta molécula é difícil de detectar. A molécula usada para rastrear H2 é o CO (monóxido de carbono). A razão entre a luminosidade de CO e a massa de H2 é normalmente constante, apesar de haverem razões para duvidar desta afirmação devido a observações efectuadas em galáxias.

  GJ 1214 b é um planeta extrasolar que orbita a estrela GJ 1214, a uma distância de 13 parsecs ou aproximadamente 40 anos-luz da Terra, na constelação Ophiuchus. Esta Super-Terra tem 6 vezes a massa da Terra e 2,6 vezes o seu raio. Foi descoberto por David Charbonneau, et.al. em 16 de dezembro de 2009. Acredita-se que o planeta seja formado por 3/4 de água gelada e o restante por rochas.A sua densidade é considerada baixa e a temperatura de superfície é de cerca de 200 °C. GJ 1214 b dá uma volta completa em sua estrela a cada 38 horas.A espessura de sua atmosfera é de aproximadamente 200 km. Aspectos O GJ 1214 b pode ser mais frio que qualquer outro planeta transitório conhecido. A temperatura de sua superfície é de aproximadamente 393–555 K (120–282°Celsius or 248–540 °F). Enquanto não houver evidência direta da presença de água, os valores de massa e raio são suficientes para afirmar que se trata de um planeta oceânico[4] , com sua superfície composta por aproximadamente 75% de ág

PSR B1257+12 é um pulsar que se encontra a 980 anos-luz da Terra. Acredita-se que o pulsar PSR B1257+12 é orbitado por quatro planetas extra-solares. Estes eram os primeiros planetas extra-solares descobertos. PSR B1257+12 está na constelação de virgem. Está situada em aproximadamente 980 anos-luz da Terra. Ele foi descoberto pelo astrônomo polonês Aleksander Wolszczan em 1990 usando o radiotelescópio de Arecibo. É um pulsar do milissegundo, de estrela de nêutron, e foi encontrado por ter anomalias no período da pulsação, que conduziu às investigações a respeito da causa dos pulsos irregulares. Tem um período de rotação de 6,22 milissegundos. Planetas Em 1992, Aleksander Wolszczan e descobriu que o pulsar tem dois planetas. Estes eram os primeiros planetas extra solar descobertos; como planetas do pulsar, surpreenderam muitos astrônomos que esperaram encontrar planetas somente em torno das estrelas normais. A incerteza adicional cercou o sistema, porque uma reivindicação de um pla

A Poeira interestelar é comumentemente associada a pedaços microscópicos de carbono e/ou silicatos, com tamanhos que podem variar de uma fração de mícron até um mícron de diâmetro, dispersos no espaço interplanetário. Estes pedaços tem forma irregular e são chamados de grãos interestelares. Porém mais precisamente falando poeira interestelar ou mais apropriadamente denominada de matéria interestelar é um conjunto de matéria e de radiação que preenche o espaço interestelar. A região onde se espalha a matéria interestelar recebe o nome de meio interestelar. Note, entretanto, que diversos autores usam indistintamente os termos meio interestelar e matéria interestelar para designar os elementos que compõem o espaço interestelar. Em muitos textos encontramos que a matéria interestelar é formada simplesmente por gás e poeira interestelares. Na verdade o meio interestelar consiste de mais elementos do que apenas gás e poeira. Ele é formado por: gás hidrogênio neutro (H I) gás hidrogênio ioni

2M1207b é um objeto de massa planetária orbitando a anã castanha 2M1207, na Constelação Centaurus, aproximadamente a 170 anos-luz do Planeta Terra. Notável como um dos primeiros candidatos a planeta extra-solar por ser diretamente observável (imagem por infravermelhos), foi descoberto em Setembro de 2004 pelo Very Large Telescope (VLT) no Observatório Paranal, no Chile por uma equipe do Observatório Europeu do Sul liderado por Gaël Chauvin. Acredita-se ser de 3 a 10 vezes a massa de Júpiter e pode órbitar 2M1207 a uma distância aproximadamente igual à que Plutão tem do Sol. O objeto é um gigante de gás muito quente, a temperatura superficial é estimada em 1600 K (1300 °C ou 2400 °F), principalmente devido a contração gravitacional. A sua massa é bem inferior ao limite calculado para a fusão de deutério em anãs castanhas, que é de 13 massas de Júpiter. A distância entre 2M1207b e sua estrela é de cerca de 40 UA (similar à distância média entre Plutão e o Sol). O seu espectro infravermel

A Galáxia Anã do Cão Maior é uma galáxia satélite da Via Láctea situada na constelação do Cão Maior e atualmente, é a galáxia conhecida galáxia mais próxima da nossa, e um membro do Grupo Local. A Galáxia Anã do Cão Maior está a apenas 42.000 anos-luz do centro galáctico e cerca de 25.000 anos-luz do sistema solar, mais próxima que a Galáxia Anã Elíptica de Sagitário, que anteriormente detinha o recorde. Ele contém cerca de um bilhão de estrelas, o equivalente a menos de 1% do total de estrelas da Via Láctea, em uma forma elíptica sim, mas irregular. Foi descoberta em novembro de 2003 por uma equipe de astrônomos ingleses, franceses, italianos e australianos, analisando os dados do 2MASS, e com levantamento de todo o céu em luz infravermelha. Eles encontraram uma maior densidade de estrelas gigantes de classe espectral M nesta parte do céu.  A galáxia está localizada atrás do plano da Via Láctea, onde estrelas e nuvens de gás e poeira são mais densas, o que explica por que não foi des

Aglomerado globular é a denominação dada a um tipo de aglomerado estelar cujo formato aparente é esférico e cujo interior é muito denso e rico em estrelas antigas, podendo, inclusive, ter até um milhão de estrelas, mantidas juntas pela ação da gravidade. Geralmente localizam-se longe do plano galáctico e, às vezes, muito além disso, no distante espaço intergaláctico. O tamanho médio aproximado de um aglomerado globular é de 100 anos-luz. A grande maioria desses aglomerados se formaram há mais ou menos 13 bilhões de anos e possuem portanto algumas das estrelas mais velhas já catalogadas. Lá existe uma grande quantidade de anãs vermelhas, que possuem poucos elementos pesados, pois foram formadas antes de tais elementos serem gerados nas explosões das supernovas. Alguns poucos aglomerados globulares brilhantes, como Ômega de Centauro e M13, aparecem como formas estranhas a olho nú. Se vivêssemos em um planeta situado num aglomerado globular não existiria noite, tamanho é o brilho e o núm

Imagens do espaço são sempre lindíssimas e incríveis, mas esta é ainda mais espetacular: está visão de dentro da nossa própria galáxia foi criada com a soma das imagens feitas por três telescópios diferentes da agência estadunidense de exploração espacial, a Nasa. A foto em alta definição foi feita com imagens do centro da Via Láctea dos telescópios Hubble, uma imagem em infra-vermelho do Spitzer Space Telescope, e uma visão em raio-x do observatório Chandra. Ela foi criada para comemorar o Ano Internacional da Astronomia, que é marcado pelo aniversário de 400 anos desde que Galileu Galilei apontou seu telescópio para os céus, em 1609. Fonte :Hypescience.com

A vizinhança da Via Láctea pode ser mais agitada do que se imaginava: cientistas descobriram que uma nuvem de massa estimada em quase 1 milhão de sóis pode ser, na realidade, uma galáxia escura. Além disso, a formação, chamada de Nuvem de Smith, está vindo em direção à Via Láctea, e pode colidir com a nossa galáxia. Em 2008, cientistas estadunidenses descobriram que a nuvem está a aproximadamente 8 mil anos-luz de distância da Via Láctea, e está se aproximando a uma velocidade de 240 quilômetros por segundo. Entretanto, os cientistas não têm certeza de quando o impacto irá ocorrer, pois astrônomos não conseguiram medir com precisão quando os gases da nossa galáxia irão diminuir a velocidade da Nuvem. Segundo especialistas, sua trajetória sugere que ela já teria passado pela nossa galáxia há mais de 70 milhões de anos.A Nuvem de Smith é formada principalmente por hidrogênio, tem 11 mil anos-luz de comprimento e 2.500 anos-luz de largura, o tamanho de uma galáxia-anã. Ela foi descoberta

A bela galáxia M94 é alvo dos telescópios de astrônomos de todo o mundo, e fica a apenas 15 milhões de anos-luz da constelação de Canes Venatici – os Cães Caçadores. A parte brilhante do interior da galáxia em espiral tem 30 mil anos-luz de comprimento, e acreditava-se que a M94 tinha a região interior rodeada por um anel de poucas estrelas. Entretanto, novas pesquisas realizadas com câmeras de comprimentos de onda diferentes mostram que a galáxia tem pontas que até então não tinham sido detectadas, que passam para fora do que se acreditava ser o final da M94. Além disso, observando novas fotos da galaxia, pesquisadores acreditam que esta região é duas vezes mais ativa quanto à formação de novas estrelas do que a região interior da M94. Observadores da Universidade de Cambridge, que realizaram a descoberta, afirmam que o disco exterior da galáxia é responsável por 23% da massa estelar total da M94, além de contribuir com 10% das novas estrelas da formação. As incríveis imagens fei

Galáxia Anã Elíptica de Sagitário ou SagDEG (do inglês, Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy) é uma galáxia satélite da Via Láctea e faz do Grupo Local. Com um diâmetro de 10.000 anos-luz, se encontra atualmente a 70.000 anos-luz da Terra e se move em uma órbita polar à 50.000 anos-luz do centro de nossa galáxia. Descoberta em 1994 por Rodrigo Ibata, Mike Irwin e Gerry Gilmore, se tratava na época a galáxia conhecida mais próxima a nossa — título que perdeu em 2003, em proveito da Galáxia Anã do Cão Maior. Situa-se em um local oposto ao Sistema Solar em relação ao centro galáctico, o que a converte em um objeto muito difícil de observar, embora ela ocupe uma grande região do céu. SagDEG parece ser uma antiga galáxia. As análises espectroscópicas parecem indicar que possua pouca poeira interestelar e que está composta principalmente por estrelas de população II, velhas e pobres em metais. SagDEG deverá atravessar o disco galáctico da Via Láctea nos próximos 100 milhões de anos e será f

Tipos de Supernovas A explosão de uma estrela como uma supernova dependerá de vários fatores. É um processo complexo e pode levar a dois resultados finais diferentes, a formação de uma estrela de neutrons ou a formação de um buraco negro. Classificamos as supernovas em duas categorias, de acordo com o resultado final:   supernova tipo I : em geral ela é o resultado de um processo de acréscimo de matéria sobre uma estrela anã branca participante de um sistema binário de estrelas. Se, em um sistema binário, uma estrela de grande massa passa uma quantidade muito grande de hidrogênio para a superfície de uma estrela anã branca, sua companheira de sistema, pode ocorrer que a anã branca ultrapasse um limite de massa a partir do qual a estrela não é mais estável. Este limite máximo para a massa de uma estrela é o limite de Chandrasekhar. Quando ele é ultrapassado, a estrela não é mais estável, iniciando um processo de colapso gravitacional com incríveis consequências. supernova tipo II : es

A morte térmica é um possível estado final do universo, no qual ele "cai" para um estado de nenhuma energia livre para sustentar movimento ou vida. Em termos físicos, ele terá alcançado entropia máxima. A hipóteses de uma morte térmica universal surgiu das idéias dos anos 1850 de William Thomson (Lord Kelvin), que extrapolou a visão da perda de energia mecânica na natureza da teoria do calor, como as englobadas nas primeiras duas leis da termodinâmica, a uma situação universal. Origens da idéia A idéia de morte térmica advém da segunda lei da termodinâmica, a qual estabelece que a entropia tende a aumentar em um sistema isolado. Se o universo durar por um tempo suficiente, ele irá assimptoticamente aproximar-se de uma estado onde toda a energia é uniformente distribuída. Em outras palavras, na natureza há uma tendência para a dissipação (perda de energia) de energia mecânica (movimento); então, por extrapolação, existe a visão que o movimento mecânico do universo decai no

O Buraco Negro é um intrigante, diria até misterioso fenômeno que ocorre no espaço. Desperta e aguça a curiosidade das pessoas. Muitos mitos foram criados, alguns pensam que o Buraco Negro é o elo de ligação entre as dimensões, outros acreditam que são portais por onde viajam os ET’s. Mas de fato, o que seria um Buraco Negro? Por que tem esse nome? Buraco Negro é uma região do espaço onde o campo gravitacional é tão forte que nada sai dessa região, nem a luz, daí vermos negro naquela região, por isso o nome Buraco Negro. Para ficar mais claro vamos relacionar com o campo gravitacional da Terra, sabemos que graças à ação desse campo que os corpos são atraídos para o centro da Terra. O campo gravitacional do Buraco Negro tem as mesmas características físicas do campo gravitacional terrestre, a diferença está na intensidade. O Buraco Negro gera um campo gravitacional tão intenso que a velocidade de escape excede a velocidade da luz, por isso nada escapa do Buraco Negro, nem mesmo a l

Em cosmologia , a energia escura (ou energia negra) é uma forma hipotética de energia que estaria distribuída por todo espaço e tende a acelerar a expansão do Universo.A principal característica da energia escura é ter uma forte pressão negativa. De acordo com a teoria da relatividade, o efeito de tal pressão negativa seria semelhante, qualitativamente, a uma força que age em larga escala em oposição à gravidade. Tal efeito hipotético é frequentemente utilizado, por diversas teorias atuais que tentam explicar as observações que apontam para um universo em expansão acelerada. A natureza da energia escura é um dos maiores desafios atuais da física e da cosmologia. Existem hoje muitos modelos fenomenológicos diferentes, contudo os dados observacionais ainda estão longe de selecionar um em detrimento dos demais. Isso acontece pois a escolha de um modelo de energia escura depende de um bom conhecimento da variação temporal da taxa de expansão do universo o que exige a observação de propried

Big Rip (em português: Grande Ruptura) é uma teoria, apresentada inicialmente em 2003, que diz que se a velocidade de expansão do universo atingir uma velocidade acima do nível crítico, isto causará o deslocamento de todos os tipos de matéria, e então as galáxias se isolariam, e depois de alguns bilhões de anos os próprios átomos se desintegrariam. A chave desta hipótese é a quantidade de energia escura no Universo. Se o Universo contém suficiente energia escura, poderia terminar tendendo a uma desagregação de toda a matéria. O valor chave é w, a razão (quociente) entre a pressão da energia escura e sua densidade energética, variável fundamental nas equações de estado do universo e seu comportamento no futuro.Para w < -1, o Universo acabaria por se desagregar.Primeiro, as galáxias se separariam entre si, logo a gravidade seria demasiado fraca para manter integrada cada galáxia. Aproximadamente três meses antes do "fim", os sistemas solares perderiam sua coesão gravitacion

Em cosmologia, o Big Crunch consiste na hipótese de o Universo sofrer um colapso após a sua eventual expansão terminar, sendo no fundo uma antítese do Big Bang. Para tal acontecer, a atracção gravitacional de toda a matéria num horizonte observável atingiria um valor suficiente que tornaria a curvatura espacial do Universo positiva, diminuindo a expansão do Universo e depois revertendo-a. Deste modo, o Universo contrair-se-ia, durando essa contracção o mesmo tempo da expansão. Toda a energia e matéria seriam comprimidas até se atingir a gravidade zero. Este processo ocorrerá à medida que as grandes estrelas, como o Sol, gastarem todo o seu combustível, libertando, assim, toda a energia gravitacional e fazendo com que os aglomerados de galáxias se misturem, provocando grandes atracções gravitacionais entre estrelas. Toda a matéria ficará mais próxima, a temperatura do Universo aumentará, fazendo explodir as próprias estrelas, gerando buracos negros até que tudo se concentre num único

Uma singularidade gravitacional (algumas vezes chamada singularidade espaço-tempo) é, aproximadamente, um ponto do espaço-tempo no qual a massa, associada com sua densidade, e a curvatura do espaço-tempo (associado ao campo gravitacional) de um corpo são infinitas. Mais precisamente, uma geodésica espaço-tempo que contenha uma singularidade não pode ser tratada de uma maneira diferencial contínua. O limite matemático de tal geodésica é a singularidade. Os dois mais importantes tipos de singularidades são singularidades de curvatura e singularidades cônicas. Singularidades podem ser divididas ainda a se elas estão ligadas a um horizonte de eventos ou não ("singularidades nuas"). De acordo com a relatividade geral, o estado inicial do universo, no início do Big Bang, seria uma singularidade, ou um ponto isolado no espaço. Outro tipo de singularidade previsto pela relatividade geral seria um buraco negro: certas estrelas, após acabar o seu combustível necessário para a fusão nu

Esta imagem mostra uma pequena zona da Nebulosa do Véu, ou Laço de Cygnus (em inglês, Cygnus Loop). Cobrindo uma região do céu superior a seis vezes o diâmetro da Lua Cheia, esta nebulosa foi inicilmente considerada como um conjunto de nebulosas difusas distintas, de modo que regiões diferentes receberam números NGC diferentes: NGC 6960, NGC 6979, NGC 6992 e NGC 6995. Trata-se de um remanescente de supernova, o resultado catastrófico da explosão de uma supernova ocorrida há 15000 anos atrás. As ondas de choque produzidas pela explosão da supernova comprimem o gás e fazem com que este aqueça e emita radiação. Esta imagem foi obtida com o instrumento Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2) do Telescópio Espacial Hubble. A imagem a cores resulta da combinação de três imagens diferentes. A cor azul corresponde a emissão proveniente de oxigénio duplamente ionizado, a cor vermelha corresponde a emissão de enxofre ionizado e a cor verde é o resultado da emissão de átomos de hidrogénio. Este re

As estrelas T Tauri são um tipo de estrelas variáveis   As estrelas T Tauri são um tipo de estrelas variáveis irregulares nomeadas a partir do objecto prototípico do grupo, a estrela T Tauri. São estrelas jovens que ainda não entraram na sequência principal (estrelas pré-sequência principal). Encontram-se perto de nuvens moleculares e se identificam pela variabilidade estelar e presença de linhas intensas na sua cromosfera. As estrelas T Tauri são as estrelas mais jovens visíveis, de tipo espectral F, G, K e M e com uma massa inferior a duas massas solares. As suas temperaturas superficiais são similares à das estrelas da sequência principal de massa parecida, mas a sua luminosidade é significativamente mais alta dado o seu maior raio. As suas temperaturas centrais são provavelmente demasiado baixas para iniciar reacções termonucleares. Em seu lugar, a sua fonte de energia é baseada na libertação de energia gravitacional à medida que a estrela se contrai para formar uma estrela da se

Esta nuvem na constelação de Ofiúco é uma das mais estudadas pelos astrónomos que se dedicam à observação de estrelas jovens. Localizada a cerca de 540 anos-luz de distância, esta nuvem de poeira é um autêntico ninho de estrelas em formação. Observações realizadas pelo Observatório Espacial de Infravermelhos ISO (Infrared Space Observatory), da Agência Espacial Europeia (ESA), permitiram recentemente a descoberta de alguns dos objectos do Universo mais difíceis de detectar: nada mais nada menos do que 30 anãs castanhas, objectos normalmente considerados como estrelas falhadas por não possuírem massa suficiente para poderem despoletar no seu interior reacções termonucleares e poderem, assim, viver como verdadeiras estrelas. O ISO foi lançado para o espaço em 1995 pela ESA e terminou a sua missão em meados de 1998, tendo realizado inúmeras observações na banda do infravermelho, contribuindo para importantes descobertas impossíveis de realizar a partir de telescópios na superfície da Ter

Os astrónomos , que há muito tempo usam as supernova como terminais cósmicos para os ajudar a medir a expansão do universo, têm agora uma resposta para o que provoca estas explosões estelares, segundo um estudo  publicado na Nature. As supernova, corpos celestes que surgem após a explosão das estrelas em fim de vida, “são objectos cruciais para a compreensão do universo”, explica o principal autor do estudo, Marat Gilfanov, do Instituto Astrofísico Max Planck, Alemanha. Agora descobriram por que é que uma estrela se transforma numa supernova: basicamente, esta nasce da fusão de duas estrelas anãs brancas (o nome dado aos restos em colapso de uma velha estrela). As estrelas tornam-se instáveis quando excedem o seu limite de peso o que causa a sua explosão.  Antes desta descoberta pensava-se que as supernova se formavam quando uma anã branca se tornava instável – normalmente por se acréscimo com a matéria de uma estrela vizinha (acreção). Fonte: G1

Esta imagem do planeta Marte foi obtida com o Telescópio Espacial Hubble em Março de 1997, numa altura em que o planeta se encontrava a cerca de 100 milhões de quilómetros de distância da Terra. A esta distância, cada elemento de imagem (pixel) da Wide Field Planetary Camera, o instrumento utilizado pelo Hubble nesta observação, corresponde a 22 km na superfície de Marte. Na imagem são visíveis várias regiões na superfície de Marte que são familiares aos astrónomos há mais de um século. Na altura, a camada formada por gelos de dióxido de carbono que se concentra no pólo norte do planeta encontrava-se em rápida sublimação, tornando visível o mar de dunas de areia que circunda o pólo norte. O instrumento WFPC2 foi usado para observar Marte em nove comprimentos de onda diferentes, desde o ultravioleta até ao infravermelho. Esta imagem foi obtida através da combinação de observações realizadas com três filtros. Imagens como esta foram utilizadas para observar tempestades de areia na super

Crédito: NASA, ESA & Martino Romaniello (ESO). O enxame duplo visível na imagem é conhecido por NGC 1850 e localiza-se na nossa galáxia vizinha Grande Nuvem de Magalhães. Este enxame encontra-se rodeado por um véu difuso de gás que se julga que se terá formado devido à explosão de estrelas de massa elevada. Este enxame duplo é formado por dois agregados de estrelas jovens, um visível na região central desta imagem obtida pelo Hubble, constituído por estrelas jovens com cerca de 50 milhões de anos idade, e outro visível na parte inferior direita, constituído por estrelas com apenas 4 milhões de anos. Esta imagem é um bom exemplo da interacção existente entre gás, poeira e estrelas. Julga-se que, há milhões de anos atrás, estrelas de massa elevada terão explodido sob a forma de supernovas, dando origem ao véu de gás visível na imagem. Pensa-se que as ondas de choque provocadas pelas supernovas poderão ser responsáveis pela fragmentação e compressão do gás, criando assim condições p

Esta é uma imagem ultravioleta de uma aurora em Saturno obtida com o Telescópio Espacial Hubble. A observação foi realizada em 1997, numa altura em que o planeta dos anéis se encontrava a 1,3 mil milhões de quilómetros de distância da Terra. As auroras visíveis em Saturno são causadas pela passagem de ventos energéticos provenientes do Sol, tal como as auroras que são por vezes visíveis na Terra. No entanto, as auroras em Saturno são apenas detectadas em ultravioleta, pelo que têm de ser observadas a partir do espaço. Este fenómeno foi observado em Saturno pela primeira vez quando a sonda Pioneer 11 (NASA) passou junto ao planeta em 1979. As passagens da Voyager 1 e 2 (NASA) no início dos anos 80 forneceram dados adicionais. As observações agora realizadas pelo Hubble têm fornecido detalhes nunca antes observados. Esta imagem resulta de observações sensíveis à emissão proveniente de hidrogénio atómico (cor vermelha) e hidrogénio molecular (cor azul). Crédito: J.T.Trauger (JPL) & NA

A nebulosa Trífida (ou Messier 20, ou NGC 6514) é uma jovem e compacta nebulosa que se encontra na constelação de Sagitário com um diâmetro de quase 25 anos-luz (quase 15.000 vezes o diâmetro do sistema solar). Escuras faixas de poeira na nabulosa aparentam dividir a nebulosa em três partes. A parte de baixo desta nebulosa é uma luminosa nebulosa de emissão com sua distinta cor de rosa, mas a parte superior da nebulosa é uma nebulosa de reflexão com sua característica cor azul. O seu nome deriva do Latim "trifidus", que significa "dividido em três", fazendo-se referência aos três lóbulos que compõem a nebulosa de emissão visível na parte de cima da imagem. As nebulosas de emissão são também conhecidas por regiões HII, ou regiões de hidrogénio ionizado. Esta é uma das regiões HII mais jovens que se conhece, onde estrelas jovens se encontram a interagir com o gás involvente através de jactos de matéria expelida para o exterior. A luz emitida por estas estrelas em for

A galáxia espiral NGC 3949 situa-se a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância, na direcção da constelação Ursa Maior. É uma galáxia muita semelhante à nossa Via Láctea, com um disco azulado de estrelas jovens, salpicado de regiões cor-de-rosa de formação de estrelas. No seu centro situam-se estrelas avermelhadas, mais velhas. Dada a nossa impossibilidade de sairmos da nossa galáxia e termos dela uma perspectiva geral, é através do estudo de galáxias como esta que podemos inferir muita coisa sobre a nossa própria morada galáctica. Crédito: NASA/ESA/Hubble Heritage Team. Telescópio: Hubble Space Telescope (HST). Fonte:portaldoastronomo.org

M 19 é o aglomerado globular mais elíptico que se conhece. A sua elongação poderá ser devida à sua relativa proximidade ao centro da nossa galáxia. Apesar de se encontrar a 28000 anos-luz do Sistema Solar, M 19 encontra-se a apenas 5000 anos-luz da região central da Via Láctea. M 19 foi umas das descobertas originais de Charles Messier, tendo sido detectado em 1764. Possui cerca de 1.5 milhões de massas solares. Crédito:2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF. Telescópio: 2MASS (2 Micron All Sky Survey). Fonte:portaldoastronomo.org

O cometa Schwassmann-Wachmann 73P foi descoberto em 1930 e tem um período de 5,4 anos. Os astrónomos têm vindo a acompanhar a sua desintegração e já identificaram 33 fragmentos. Esta imagem é do fragmento "B", obtida na madrugada do dia 13 de Maio de 2006, quando o cometa passava a apenas 0,0735 UA de nós (cerca de 30 vezes a distância Terra-Lua), na sua aproximação ao Sol. Nesta altura, o fragmento B tornou-se tão brilhante quanto o cometa principal (fragmento C). Esta imagem foi obtida pela Escola Secundária da Cidadela (Cascais), por elementos do Núcleo de Investigação em Astronomia da Cidadela (NIAC): Andreia Nascimento (10º ano), Vasco Lobo (7º ano), Prof.ª Mª Leonor Cabral e Prof.ª Amália Lobo. Na manhã de 13 de Maio, este grupo comandou remotamente através da internet o Telescópio Ironwood North Observatory, localizado no Arizona (EUA). Crédito: Crédito: Escola Secundária da Cidadela, Núcleo de Investigação em Astronomia da Cidadela (NIAC) & NUCLIO. Telescópio: I