Classificação de Hubble

Classificação de Hubble foi um esquema sugerido por Hubble para classificar as galáxias. Originalmente pensava-se que, com o tempo, o esquema poderia fornecer informações sobre a evolução das galáxias.

Tipos de galáxia de acordo com o esquema de classificação de Hubble. A letra E representa galáxia elíptica, a letra S uma galáxia espiral e as letras SB representam uma galáxia espiral barrada.

Hubble pensava que galáxias quase esfero-elípticas (denotadas Eo) gradualmente adquiririam uma forma achatada até se assemelharem a lentes finas (E7), para transformar-se então em galáxias espirais comuns (So até Sc) ou em galáxias espirais barradas (galáxias cujo núcleo é cortado por uma "barra" de poeira, gás e estrelas, representadas pelas siglas Sba e Sbc).
As galáxias So, conhecidas como galáxias lenticulares, possuem um núcleo central e um disco, mas não têm braços espirais. Pensava-se que uma galáxia espiral comum desenvolvesse braços às custas da massa do núcleo central; os braços seriam mais frouxamente espiralados de Sa até Sc. No caso das galáxias espirais barradas, pensava-se que uma barra brilhantemente luminosa se desenvolvesse cortando seu núcleo com um braço espiral originando-se de cada extremidade da barra. Estudos mais recentes sobre as galáxias e sobre as estrelas contidas em seu interior lançaram dúvidas sobre este esquema evolutivo,mas o esquema ainda é útil como uma classificação prática dos diferentes tipos de galáxias.
Fonte:Wikipédia

Galáxia Lenticular

Uma galáxia lenticular é uma galáxia com a forma de uma lente. Este enorme agrupamento de estrelas mais velhas tem uma distribuição regular, suave e muito pouca estrutura interna.

Na verdade, elas podem resumidamente serem descritas como "galáxias espirais sem a estrutura espiral".

Uma de suas principais características é serem galáxias com um disco suave, onde a formação estelar parou há muito tempo atrás, quando a matéria interestelar esgotou-se.Por consegüinte, elas consistem somente, ou pelo menos principalmente, de estrelas de população II velhas.

Pela sua aparência e conteúdo estelar freqüentemente elas podem, com dificuldade, ser distingüidas observacionalmente das galáxias elípticas. A classificação desssas galáxias é SO.

A NGC 7049 uma Galáxia lenticular
Fonte:Wikipédia

Universo Oscilante

Há várias teorias sobre a formação e o crescimento do Universo. Uma delas é a do universo oscilante, segundo a qual o Universo teria nascido de uma espécie de ovo cósmico originário, há bilhões de anos. Ou seja, havia uma determinada quantidade de matéria universal concentrada em um espaço único, constituindo uma massa atômica primitiva. Em um dado momento este ovo teria passado por uma explosão incalculável, nunca antes vivenciada no Cosmos, e assim foi criado o Universo da forma como ele é conhecido – evento denominado ‘Big Bang’. Várias pesquisas apontam que o Universo, com a passagem do tempo, tende a se estreitar, portanto sua velocidade de expansão diminui cada vez mais, devido à atração gravitacional.

Um dia o Cosmos encolherá de tal forma que ele entrará em colapso, fenômeno conhecido nos meios científicos como ‘Big Crunch’. Esta teoria pressupõe a existência de ciclos, os quais configuram o que se chama de Universo Oscilante. Ela foi proposta pelo físico Richard Tolman, que acreditava nas várias oscilações universais, as quais vão de tempos em tempos do ‘Big Bang’ ao ‘Big Crunch’, passando pelo inevitável colapso, o grande rebote.

Outro pesquisador, George Gamow, referia-se a este evento como a grande explosão. Os restos desta convulsão cósmica converteram-se em estrelas e galáxias, e atualmente verifica-se que o Universo ainda se encontra em estágio de expansão. Mas, se for possível olhar para o passado e comparar este crescimento ao que hoje ocorre, será visível a diferença de velocidade deste desenvolvimento. Antes se verificava no espaço sideral um agrupamento mais veloz das galáxias, pois a gravidade exercia uma força de atração bem maior. Hoje este impulso está mais enfraquecido, e tende a tornar-se ainda menor no futuro. A dilatação do Cosmos é, assim, cada vez mais morosa.

Segundo esta teoria, o Universo encolherá gradualmente e, um dia, irá se contrair a ponto de novamente constituir um ovo cósmico, até que ele mais uma vez se desintegre e constitua um novo ‘Big Bang’, o que ocorre mais ou menos a cada 80 bilhões de anos. A crença nesta proposição científica pressupõe que se acredite em um Universo fechado, hipótese contestada por muitos cosmólogos.

A teoria do Universo Oscilante foi a princípio desenvolvida na forma de equações por Alexander Friedmann, em 1922. Logo depois ela foi ampliada por Richard Tolman, em 1934. Há várias controvérsias entre os próprios pesquisadores; alguns crêem em uma infinita oscilação, baseada na existência, portanto, de vários ciclos, enquanto outros acreditam que há apenas um estágio cósmico.

Nenhum destes cientistas, porém, sabe explicar de onde veio o ovo primordial, como ele foi constituído nem durante quanto tempo ele foi preservado. Mas esta visão cíclica do universo, embora muito polêmica, ainda subsiste nos dias atuais, entre estudiosos que defendem a eterna existência do Cosmos, em estágios de nascimento e renascimento.

Fonte:www.infoescola.com

Sistema binário mais rápido já descoberto completa órbita em 5 minutos

Estrelas super velozes

Uma equipe internacional de astrônomos demonstrou que as duas estrelas no sistema binário HM Cancri giram em torno uma da outra em apenas 5,4 minutos (5 minutos e 24 segundos).

Isto torna o HM Cancri o sistema binário com o período orbital mais curto que se conhece, superando de longe qualquer outro.

Além de rápido, ele é também o menor sistema binário conhecido - a dupla de estrelas gêmeas não é maior do que 8 vezes o diâmetro da Terra, ou o equivalente a cerca de um quarto da distância da Terra à Lua.

Anãs brancas

O sistema binário HM Cancri é formado por duas anãs brancas - uma espécie de "resíduo" estelar deixado por estrelas como o nosso Sol, depois que seu combustível se esgota. Elas contêm uma forma altamente condensada de hélio, carbono e oxigênio.

As duas anãs brancas no binário HM Cancri estão tão próximas uma da outra que a massa está fluindo de uma estrela para a outra. A HM Cancri foi descoberta como uma fonte de raios X, em 1999, já mostrando uma periodicidade de 5,4 minutos.

Mas, até agora, não estava claro se este tempo também indicava o período orbital real do sistema. Ele é tão curto que os astrônomos estavam relutantes em aceitar essa possibilidade sem provas sólidas.

Variações na velocidade da luz

A equipe de astrônomos, liderada pelo Dr. Gijs Roelofs, do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica, nos Estados Unidos, usou agora o maior telescópio terrestre do mundo, o telescópio Keck, no Havaí , para provar que o período de 5,4 minutos é realmente o período orbital do sistema.

A comprovação veio por meio da detecção de variações de velocidade nas linhas espectrais na luz da HM Cancri.

Essas variações de velocidade são induzidas pelo efeito Doppler, causado pelo movimento orbital das duas estrelas ao girarem uma em torno da outra. O efeito Doppler faz com que as linhas mudem periodicamente de azul para vermelho e, retornem ao azul, e assim por diante.

Na foto acima:Concepção artística do sistema binário HM Cancri, no qual duas anãs brancas giram uma em torno da outra em apenas 5 minutos e 24 segundos. [Imagem: Rob Hyne/Warwick]

Fonte:Inovoçaotecnologica.com.br

MRO Mapeia Vastos Glaciares Subsupeficiais Marte

Novas imagens de radar obtidas por uma sonda da NASA mostram que vastos glaciares de gelo são comuns em Marte, mas temos que procurar por baixo da superfície para os encontrar.

Estes depósitos de gelo marciano escondido e enterrado foram confirmados pela primeira vez há dois anos atrás, mas estudos recentes do Planeta Vermelho pela Mars Reconnaissance Orbiter estão a revelar novas pistas de como o gelo pode ter aí chegado.

Os cientistas pensam que os glaciares de Marte podem ser "fósseis" de uma altura no seu passado, quando as placas de gelo regional recuaram. "A hipótese é que toda a área estava coberta por uma camada de gelo durante um diferente período climático, e quando acabou, estes depósitos permaneceram aí, protegidos da atmosfera por uma camada de detritos," afirma Jeffrey Plaut do JPL da NASA em Pasadena, Califórnia. O gelo estende-se por centenas de quilómetros, numa região à latitude média de Marte chamada Deuteronilus Mensae. Plaut e colegas recentemente usaram o instrumento de radar da MRO para compôr um mapa do gelo de Marte, "a partir de mais de 250 observações de uma área com aproximadamente o tamanho do estado da Califórnia."

"Mapeámos toda a área com uma grande densidade de cobertura," afirma Plaut. "Estas não são características isoladas. Nesta área, o radar detecta gelo subsuperficial espesso em muitos locais."

Os investigadores apresentaram o mapa na 41.ª Conferência de Ciência Lunar e Planetária, que tem lugar esta semana perto da cidade americana de Houston.

Os estudos futuros deste gelo enterrado podem revelar mais sobre as condições ambientais da altura em que foram depositados. Os glaciares podem ser um alvo promissor para uma missão futura a Marte, afirmam os cientistas. A Mars Reconnaissance Orbiter é a sonda mais poderosa jamais posta em órbita de Marte pela NASA. Foi lançada em 2005 e alcançou o Planeta Vermelho em Março de 2006. Até à data, a sonda já enviou para a Terra mais de 100 terabits de dados e fotografias. Este valor é superior à soma combinada de todos os dados já enviados pelas outras missões a Marte.

Na Figura acima:Um instrumento de radar na sonda Mars Reconnaissance Orbiter da NASA detectou grandes depósitos de gelo glacial a latitudes médias em Marte.rédito: NASA/JPL-Caltech/ASI/Universidade de Roma/Instituto de Pesquisa do Sudoeste.

Fonte:astronomiaonline.

Grupo Maffei

O grupo de Maffei é um grupo muito famoso de galáxias, mesmo que a maioria das galáxias do grupo tenham sido descobertas somente nos últimos vinte anos. Uma grande parte das galáxias deste grupo próximo estão diretamente atrás do plano de nossa galáxia e são escondidos por todo o gás, poeira e estrelas. Somente o lado esquerdo deste grupo, ao redor da galáxia IC 342 são facilmente visíveis - a maioria das galáxias em torno de Maffei I e II só foram descobertas após os anos 1990's.

A Descoberta das Galáxias Maffei

As duas galáxias de Maffei foram descobertas por Paolo Maffei em 1968. Ele observou um Objeto Infravermelho na Região de IC 1895 e sugeriu que poderia haver galáxias obscurecidas nesta região. As duas galáxias tinham sido catalogadas anteriormente como nebulosas de emissão - Stewart Sharpless listou-as como os objetos 191 e 197 em seu Catálogo das Regiões H II publicadas em 1959.

Entre 1971 e 1973, dois grupos (1, 2) conduzidos por Hyron Spinrad confirmaram que Maffei I e II eram galáxias e sugeriram que Maffei I pudesse ser um membro do Grupo Local. Estavam errados, mas não é incomun ver livros de referências descrevendo Maffei I como uma galáxia do Grupo Local.

O anúncio de uma terceira galáxia principal foi feito por Kraan-Korteweg, Loan Burton, Lahav, Ferguson, Henning e Lynden-Bell em 1994. A galáxia foi descoberta usando o radio-telescópio Dwingeloo de 25m, nos Países Baixos e assim foi batizada de Dwingeloo 1. Uma pequena galáxia companheira - Dwingeloo 2 - foi descoberta pouco depois.

Para um melhor exame das muitas galáxias neste grupo, veja: 'The IC 342/Maffei Group Revealed' de Ronald Buta e Marshall McCall.

Fonte: atlas.zevallos.com.br

Galáxias Maffei

Maffei 1 é uma galáxia elíptica na direção da constelação de Cassiopeia. Maffei 1 é a grande galáxia elíptica mais próxima da Via Láctea. Acredita-se ser um membro do Grupo Local, mas agora é conhecida como um membro do Grupo IC 342/Maffei. Ela foi descoberta junto com Maffei 2, por Paolo Maffei em 1968 por emissões de infravermelho. Maffei 1 possui duas possíveis galáxias satélites (MB 1 e MB 2).Maffei 1 está na zona de obscurecimento, e está pesadamente obscurecida pelas estrelas, poeira interestelar e gás da Via Láctea. Poderia ser catalogada como uma nebulosa de emissão ou região HII. Não está tão obscurecida, ela pode ser uma das galáxias mais brilhantes no céu.

 
 

Maffei 2 é uma galáxia espiral intermediária a aproximadamente 10 milhões de anos-luz de distância[2]na direção da constelação de Cassiopeia. Maffei 2 e Maffei 1 foram descobertas por Paolo Maffei, em 1968, por emissões de infravermelho. Maffei 2 está na zona de obscurecimento e é oscurecida quase que totalmente pelo plano da Via Láctea, assim está detectável com apenas comprimentos de ondas ópticos. Supõem-se que Maffei 2 é um membro do Grupo Local, mas agora é conhecida como membro de outro gurpo, o Grupo IC 342/Maffei.

 

 

 

Fonte:Wikipédia

NGC 520

NGC 520 é uma galáxia irregular localizada a cerca de cem milhões de anos-luz (aproximadamente 30,65 megaparsecs) de distância na direção da constelação de Peixes. Possui uma magnitude aparente de 11,3, uma declinação de +03º 47' 42" e uma ascensão reta de 01 horas, 24 minutos e 34,3 segundos. Acredita-se que a estranha forma adquirida por esta galáxia seja o resultado de uma colisão ocorrida entre duas galáxias espirais há cerca de trezentos milhões de anos.

fonte:Wikipédia

Nebulosa de emissão N 44

N44 é uma região complexa e já muito estudada na Grande Nuvem de Magalhães. Nesta região, predomina uma nebulosa em forma de anel, associada a um agregado estelar com estrelas muito luminosas. Esta nebulosa emite raios-X, um indício de que várias estrelas de massa elevada terão explodido como supernovas nos últimos poucos milhões de anos. A morfologia desta nebulosa parece ser bem explicada pela acção combinada de ventos estelares muito rápidos e remanescentes de supernovas, bem como formação estelar sequencial. Contudo, a origem e interpretação dos componentes individuais deste ambiente complexo são ainda enigmáticas. Por exemplo, os movimentos do gás ionizado em N 44 são estranhos: não é ainda claro se se trata de movimentos internos do gás nas nuvens de gás e poeira aí existentes, ou se se trata de várias camadas da nebulosa que possuem velocidades diferentes. Observações da distribuição dos diferentes componentes desta região (estrelas, nuvens de gás e poeira, gás ionizado) ajudarão a perceber melhor este ambiente tão rico, mas também tão complexo em N 44.

Crédito: European Southern Observatory (ESO).

Telescópio: MPG/ESO 2,2m (La Silla Observatory, ESO).

Instrumento: Wide Field Imager (WFI).

Fonte:portaldoastronomo.org

IC 342

IC 342 é uma galáxia espiral intermediária na direção da constelação de Camelopardalis. A galáxia está localizada perto do equador galáctico e obscurecida parcialmente, é um pouco difícil de se observar mesmo por astronômos amadores e profissionais.

IC 342 é uma das duas galáxias mais brilhantes no no Grupo IC 342/Maffei de galáxias, um dos grupos de galáxias mais próximos do Grupo Local. A galáxia foi descoberta por W. F. Denning em 1895. Edwin Hubble mostra primeiro que ela está no Grupo Local, mas depois, foi demonstrado que a galáxia está fora do Grupo Local. Ela tem um núcleo H II.

Esta é provavelmente a maior galáxia do grupo de Maffei. Se não estivesse perto do plano da Via-Láctea, seria provavelmente uma das galáxias mais famosas do céu. (Seria possivelmente um objeto visível a olho nu). Esta Galáxia é muito obscurecida pela poeira e pelas estrelas do plano de nossa própria galáxia, mas ainda assim é uma galáxia espectacular.

Grupo Centaurus A/M83

O Grupo Centaurus A/M83 é um complexo grupo de galáxias nas constelações de Hydra, Centaurus e Virgo. O grupo é divido internamente em dois subgrupos. O subgrupo Cen A, a uma distância de 11.9 milhões de anos-luz (3.66 Mpc), está centrado em torno da galáxia Centaurus A, a mais próxima radiogaláxia. O subgrupo de M83, a uma distância de 14 milhões de anos-luz (4.56 Mpc), está centrada em torno de Messier 83 (M83), uma galáxia espiral em visão frontal.

                                       A galáxia Centaurus A é a maior e mais massiva galáxia no grupo.

Este grupo é identificado com um só grupo e só foram identificado dois grupos.Desde então, algumas referências põem nomes nos dois de: o Grupo Centaurus A e o Grupo M83. Contudo, as galáxias em torno de Centaurus A e as galáxias em torno de M83 estão fisicamente próximas, e os subgrupo não se movem um em relação ao outro.

Menbros

Os membros mais brilhantes do grupo são freqüentemente identificados mais cedo, com a ajuda nas examinações das identificações.Contudo, muitas das galáxias anãs no grupo foram identificadas com estudos mais intensos. Uma das primeiras identificações dos 145 objetos em luz óptica foram feitas pelo UK Schmidt Telescope, depois com emissões na linha de hidrogênio com o Parkes Radio Telescope e, por último, na linha espectral de hidrogênio-alfa com Siding Spring 2.3 m Telescope. Foram identificadas 20 galáxias anãs como membros do grupo.O HIPASS Survey, detectou emissões de rádio na linha espectral de hidrogênio, adicionando cinco galáxias não catalogadas no grupo e também cinco galáxias catalogadas antes como membros.Uma galáxia anã adicional foi identificada como um membro do grupo pelo HIDEEP Survey, sendo detectada por uma intensiva emissão de rádio na linha de hidrogênio em uma pequena região do céu. Algumas examinações ópticas detectaram mais 20 objetos candidatos a serem membros do grupo.

Fonte:Wikipédia

Constelação Centaurus

Centaurus (Cen), o Centaurus, é uma constelação do hemisfério celestial sul. O genitivo, usado para formar nomes de estrelas, é Centauri. Proxima Centauri é a estrela mais próxima do Sistema Solar. Além disso, um dos objetos distantes localizados nesta constelação, a Nebulosa do Bumerangue, é o local mais frio conhecido pela ciência, a apenas 1 kelvin (-272 °C). Também se encontra o maior aglomerado globular da nossa galáxia: Omega Centauri, que contém mais de 10 milhões de estrelas. As constelações vizinhas são Hydra, Antlia, Vela, Carina, Musca (duas fronteiras, com Crux entre elas), Circinus e Lupus.

Fonte:Wikipédia

Nova imagem da constelação de Cassiopeia mostra "Nebulosa Coração"

Este mosaico de imagens infravermelhas mostra a constelação de Cassiopeia contém uma enorme nebulosa formadora de estrelas, chamada IC 1805, apelidada de "Nebulosa Coração". Ela, que fica a mais de 6 mil anos-luz da Terra, está próxima a duas outras galáxias, a Maffei 1 e Maffei 2. As "companheiras" da Coração ficam escondidas em sua poeira cósmica e eram desconhecidas até 1968 quando Paolo Maffei as encontrou usando observações infravermelhas. As duas galáxias possuem bilhões de estrelas e algumas estão localizadas a 10 milhões de anos-luz. De acordo com a Nasa (Agência Espacial Americana), que captou as imagens, a Maffei 1 é uma galáxia lenticular, que possui uma estrutura em forma de disco e uma protuberância central, mas nenhuma estrutura central ou poeira apreciável. A galáxia Maffei 2 possui um formato espiral e também tem uma estrutura em forma de disco, mas com uma "barra" central e dois braços laterais em formato espiral empoeirados.

Fonte:ultimosegundo.ig.com.br

Telescópio registra regiões ocultas de nebulosa de Órion

O Observatório do Sul Europeu (ESO) divulgou  uma imagem inédita da Nebulosa de Órion. O instrumento conseguiu captar áreas que ficam escondidas na poeira estelar.

A Nebulosa de Órion é considerada um berçário de estrelas e fica a 1.350 anos-luz da Terra. Apesar de ser espetacular quando vista de um telescópio comum, o que se vê é apenas uma parte de uma nuvem de gases onde as estrelas estão se formando. Através do radar infravermelho do telescópio Vista, do ESO, foram registradas áreas da nebulosa que não podem ser captadas pelo olho humano.

Fonte:ultimosegundo.ig.com.br

Fobos satélite de Marte

Fobos é uma das duas luas de Marte. Fobos é a maior e a mais próxima lua de Marte. Fobos foi descoberto por Asaph Hall em 18 de Agosto de 1877, justamente 6 dias após a descoberta de seu parceiro Deimos.´Fobos é, em todo o Sistema Solar, o satélite que orbita mais próximo do planeta-mãe: menos de seis mil quilômetros acima da superfície marciana. Encontra-se, por isso, abaixo da órbita síncrona para Marte. Por esse motivo, a sua órbita vai descendo a um ritmo de 1,8 m por século. Assim, dentro de 50 milhões de anos pode ocorrer uma de duas coisas: ou Fobos se despenha sobre Marte ou, o que é mais provável, antes que isso aconteça as forças gravitacionais destruirão o satélite criando um anel à volta de Marte. Os astrônomos supõem que o satélite era provalmente um asteróíde que foi capturado pela força de gravidade do planeta. A outra lua Deimos e também algumas luas de Netuno, acreditam-se também que eram asteróides que foram capturados.

Replesentação de Marte visto da

superfície de Fobos

Seu formato é bastante irregular, assemelhando-se a uma imensa batata e alguns asteróides. É formado por uma rocha escura rica em carbono (condrito carbonáceo), no entanto, sua densidade é baixa, mostrando que Fobos não deve ser constituído por rocha pura e sim por uma mistura de rocha e gelo. Devido a sua cor escura, Fobos reflete pouca luz solar, cerca de 7%, sendo, portanto, de difícil visualização. Por isso é classificado como um corpo celeste tipo C; os mais escuros do cosmos. Fobos nasce no oeste de Marte e se põe no leste, levando 7 horas e 26 minutos para completar sua órbita em torno do planeta. Logo, Fobos dá três voltas ao redor de Marte durante um dia marciano (ou seja, a lua nasce e põe-se três vezes durante um dia). O período de rotação de Fobos também é 7 horas e 26 minutos, ficando deste modo, com a mesma face voltada para Marte. Um observador em um lado da superfície de Fobos verá Marte cobrindo quase todo o céu, enquanto que um observador no outro lado, verá somente a escuridão do cosmos. Visto da superfície de Marte, Fobos tem um brilho semelhante ao planeta Vênus, observado da Terra.Outra caracteristica importante é que Fobos orbita Marte na linha do equador sendo invisível em latitudes superiores a 70°, tanto ao norte quanto ao sul. Além disso, Fobos projeta sua sombra sobre a superfície marciana cerca de 1330 vezes por ano.
Fonte:Wikipédia e Planetmars.sitie.uol.com.br

Deimos satélite de Marte

Deimos é a menor e mais afastada das duas luas de Marte. É, também, a menor lua reconhecida do sistema solar. Seu nome é grego. Deimos era um dos filhos de Ares e Afrodite; deimos, em grego, significa terror.

A lua foi descoberta – junto com Fobos, o outro satélite de Marte – em agosto de 1877 por Asaph Hall e fotografado pela Viking 1 em 1977. Deimos tem um formato bastante irregular e acredita-se que se trate de um asteróide que foi perturbado de sua órbita por Júpiter e que acabou por ser capturado pela gravidade de Marte, passando a ser seu satélite.

Características principais

Por ser pequeno, Deimos não apresenta uma forma esférica, possuindo dimensões muito irregulares. É composto por rochas ricas em carbono, tal como muitos asteróides, e gelo. A sua superfície apresenta um número razoável de crateras mas, relativamente a Fobos, é muito mais lisa, consequência do preenchimento parcial das crateras com rególito (rochas decompostas). As maiores crateras deste satélite são Swift e Voltaire que medem, aproximadamente, 30 km de diâmetro.

Visto de Deimos, Marte surge no céu como um objecto 1000 vezes maior e 400 vezes mais brilhante do que a Lua cheia, como é observada da Terra.

Visto de Marte, Deimos surge como um pequeno ponto no céu, difícil de distinguir das outras estrelas embora, no seu máximo brilho, possua um brilho equivalente a Vênus (tal como é visto da Terra).

Deimos leva 30 horas para dar uma volta completa ao redor de Marte, sendo este também o seu tempo de rotação. Conseqüentemente, como a maioria das luas do sistema solar, Deimos fica sempre com a mesma face voltada para Marte. Como sua inclinação em relação ao eixo equatorial de Marte é de apenas 1,72°, Deimos não pode ser visto em latitudes superiores a 82° tanto ao norte quanto ao sul. Deimos leva 30 horas para dar uma volta completa ao redor de Marte, sendo este também o seu tempo de rotação. Conseqüentemente, como a maioria das luas do sistema solar, Deimos fica sempre com a mesma face voltada para Marte. Como sua inclinação em relação ao eixo equatorial de Marte é de apenas 1,72°, Deimos não pode ser visto em latitudes superiores a 82° tanto ao norte quanto ao sul.

A exploração de Deimos

Como Fobos, a pouca quantidade de luz refletida por Deimos, atrasou sua descoberta. Mesmo após sua presença ser prevista por Kepler em 1610, só em 10 de agosto de 1877 sua descoberta foi divulgada por Asaph Hall e sua esposa.

As poucas imagens de Deimos foram feitas pela missão Viking 2 em 1977. Ao contrário de Fobos, nenhuma missão foi enviada especificamente para estudar Deimos.

Gravura de Marte visto da superfície de Deimos 

Fonte:Wikipédia e Planetmars.sitie.uol.com.br

Enxame de galáxias da Cabeleira de Berenice

Quase todos os objectos visíveis na imagem são galáxias. Este aglomerado de galáxias é conhecido como enxame da Cabeleira de Berenice e é um dos mais densos aglomerados de galáxias que se conhece, contendo milhares de galáxias. Note-se que cada uma destas galáxias contém tantas estrelas quanto a nossa própria Galáxia. Apesar de estar relativamente próximo quando comparamos com as distâncias de outros aglomerados, a luz destas galáxias viaja centenas de milhões de anos para chegar até aos nossos telescópios.

Crédito: UK Schmidt Telescope&Skyview.

Telescópio: UK Schmidt Telescope.

Fonte:portaldoastronomo.org

Planeta Vênus

Vênus é o segundo planeta desde o Sol e o sexto maior. A órbita de Vênus é mais próxima de circular de todos os planetas, com uma excentricidade de menos que 1%. É conhecido desde os tempos pré-históricos. Ele é o mais brilhante objeto no céu exceto pelo Sol e pela Lua. A primeira espaçonave a visitar Vênus foi a Mariner 2 em 1962. Ele foi visitado subsequentemente por muitas outras (mais que 20 no total), incluindo a Pioneer Venus e a soviética Venera 7 a primeira espaçonave a pousar em outro planeta, e a Venera 9 que enviou as primeiras fotografias da superfície. Mais recentemente, a nave orbital americana Magellan produziu mapas detalhados da superfície de Vênus. Devido a estas semelhanças, era imaginado que debaixo de suas densas nuvens Vênus poderia ser bem parecido com a Terra e poderia até abrigar vida. Mas, infelizmente, estudos mais detalhados de Vênus revelaram que em aspectos muito importantes ele é radicalmente diferente da Terra. A pressão atmosférica dele na superfície é de 90 vezes superior a pressão atmosférica na superfície terrestre (uma pressão equivalente a uma profundidade de um quilômetro abaixo do nível do mar na Terra). Ela é composta na maior parte por dióxido de carbono. Existem várias camadas de nuvens com muitos quilômetros de espessura composta de ácido sulfúrico. Esta atmosfera densa produz um efeito estufa que eleva a temperatura da superfície em cerca de 400 graus.

Superficie de Vênus

 A superfície de Vênus é atualmente mais quente que a de Mercúrio apesar de estar duas vezes mais longe do Sol. Existem fortes ventos (350 km/h) nos topos das nuvens mas os ventos na superfície são muito lentos, não mais que alguns poucos quilômetros por hora. Dados do radar da Magellan mostram que a superfície é coberta por correntes de lava. Existem vários grandes vulcões (similar ao Hawaii ou ao Olympus Mons) tais como o Sif Mons. Recentemente anunciaram achados que indicam que Vênus é ainda ativo vulcanicamente, mas somente em uns poucos pontos quentes; para a maior parte ele tem estado especialmente quieto do ponto de vista geológico nos últimos cem milhões de anos.

O interior de Vênus é provavelmente muito parecido com o da Terra: um núcleo de ferro de aproximadamente 3.000 km de raio, um manto de rocha derretida englobando a maior parte do planeta.

Na foto, cena mostra detalhe da interação entre Vênus e o vento solar

Vénus tem uma lenta rotação retrógrada, o que significa que gira de Leste a Oeste, ao invés de fazê-lo de Oeste a Leste como fazem a maioria dos demais planetas. (Plutão e Urano também tem uma rotação retrógrada, embora o eixo de rotação de Urano, inclinado a 97,86°, praticamente segue o plano orbital). Não se conhece porque é que Vénus é diferente neste aspecto, embora poderia ser o resultado de uma colisão com um grande asteróide em algum momento do passado remoto. Além desta rotação retrógrada incomum, o período de rotação de Vénus e sua órbita estão quase sincronizados, de maneira que sempre apresenta o mesmo lado para a Terra, quando os dois planetas se encontram em sua máxima aproximação (5.001 dias venusianos entre cada conjunção inferior). Isto poderia ser o resultado das forças das marés que afectam a rotação de Vénus cada vez que os planetas se encontram suficientemente próximos, embora não se conheça com clareza o mecanismo. Durante algum tempo acreditou-se que Vénus possuía um satélite natural com o nome de Neith, assim chamado em homenagem à deusa do Egipto (cujo véu nenhum mortal poderia levantar). Foi aparentemente observado pela primeira vez por Giovanni Cassini em 1672. Outras observações esporádicas continuaram até 1892, porém estes registos visuais foram desacreditados (eram em sua maior parte estrelas ténues que pareciam estar no lugar correcto em momento correto), e hoje sabe-se que Vénus não tem nenhum satélite natural.

Fontes:Wikipedia
www.explicatorium.com/quimica/Planeta_Venus.php

Ceres Planeta Anão

Ceres é um planeta anão que se encontra na cintura de asteróides, entre Marte e Júpiter. Ceres tem um diâmetro de cerca de 950 km e é o corpo mais maciço dessa região do sistema solar, contendo cerca de um terço do total da massa da cintura. Apesar de ser um corpo celeste relativamente próximo da Terra, pouco se sabe sobre Ceres. A superfície ceriana é enigmática: em imagens de 1995, pareceu-se ver um grande ponto negro que seria uma enorme cratera; em 2003, novas imagens apontaram para a existência de um ponto branco com origem desconhecida, não se conseguindo assinalar a cratera inicial.

A própria classificação mudou mais de que uma vez: na altura em que foi descoberto foi considerado como um planeta, mas após a descoberta de corpos celestes semelhantes na mesma área do sistema solar, levou a que fosse reclassificado como um asteróide por mais de 150 anos. No início do século XXI, novas observações mostraram que Ceres é um planeta embrionário com estrutura e composição muito diferentes das dos asteróides comuns e que permaneceu intacto provavelmente desde a sua formação, há mais de 4 600 milhões de anos. Pouco tempo depois, foi reclassificado como planeta anão. Pensava-se, também, que Ceres fosse o corpo principal da "família Ceres de asteróides". Contudo, Ceres mostrou-se pouco aparentado com o seu próprio grupo, inclusivamente em termos físicos. A esse grupo é agora dado o nome de "família Gefion de asteróides".

Galáxia NGC 1672

Muitas galáxias espirais tem um bar no meio, mas, certamente, não tem nada a ver com o bar do proeminente galáxia espiral NGC 1672 vistas aqui contra.

Ela distingue veias poeira filamentos representado pela escuridão, jovens estrelas azuis aglomerados, nebulosas com brilho vermelho característico de hidrogênio, uma barra de estrelas muito brilhante sobreposta no centro, e finalmente um núcleo brilhante activa provável que abriga um buraco negro super massa.

A luz não é inferior a 60 milhões de anos para chegar até nós a partir de NGC 1672, que mede cerca de 75 000 anos luz de diâmetro. NGC 1672 é visível na constelação de Dorade e é objeto de estudos para descobrir como o bar pode contribuir para a formação de estrelas nas regiões centrais da galáxia.

NGC 1672 mostra aqui a sua região de formação que a estrela está em um centro galáctico bar.

Os braços espirais não torcer inteiramente a partir do centro como usamos para ver sobre a galáxias espirais, mas estão ligados a ambas as extremidades de uma barra de estrelas, incluindo o kernel.

A pergunta é: será que elas crescem para o centro de galáxias espirais e depois desaparecem.

Visível atrás galáxias NGC 1672 dar a ilusão de serem incorporadas no plano galáxia, embora sejam muito mais remotas.

Esta notável imagem de alta definição fornece um ponto de vista do grande barra da galáxia NGC 1672 visível no hemisfério sul, na constelação de Dorade.

NASA crédito: Imagem do Telescópio Espacial Hubble.