Sistema Solar

O sistema solar é formado por um conjunto de nove planetas, satélites naturais, milhares de asteróides e cometas que gravitam ao redor do Sol. O sistema solar também é composto por uma grande quantidade de gases e poeiras interplanetárias. O Sistema Solar situa-se na Via Láctea.

Conhecendo o Sistema Solar

A formação do sistema solar remonta há aproximadamente 4,5 bilhões de anos. Formou-se de uma gigante nuvem formada por gases e poeira cósmica, originadas de uma grande explosão e colisão de estrelas. O tempo necessário para formação do sistema solar, calculam os astrônomos, foi de aproximadamente 100 mil anos. Neste período, os átomos foram se juntando e formando os planetas, satélites e estrelas que conhecemos hoje. O Sistema Solar é formado por oito planetas: Mercúrio, Terra, Marte, Júpiter,Vênus, Saturno, Urano e Netuno. Até agosto de 2006, Plutão era considerado um planeta, porem, a União Astronômica Internacional mudou os critérios para a definição de um planeta. Como Plutão é pequeno em relação aos outros, passou a ser considerado um planeta anão ou planetóide. Muitos destes planetas podemos visualizar a noite a olho nú ou com a ajuda de um telescópio. Os planetas, ao contrário das estrelas, não possuem luz própria e só podem ser vistos graças a luz que refletem do Sol. Ao redor dos planetas, gravitam 67 satélites, dentre eles a Lua (satélite natural do nosso planeta), que gravita ao redor no planeta Terra. Nas órbitas de Marte e Júpiter, localizam-se grande parte dos asteróides que variam de tamanho, podendo ser até mesmo minúsculos. Os asteróides são compostos de blocos de rocha, diferente dos cometas que são formados por poeira cósmica e gelo. Historiadores e paleontólogos acreditam que foi a queda de um cometa em nosso planeta que ocasionou a extinção dos dinossauros na Terra há milhões de anos. A preocupação ainda existe, pois muitos deles passam perto da órbita terrestre. O impacto de um cometa, de grandes proporções, poderia provocar danos incalculáveis ao nosso planeta.

Fonte:suapesquisa.com

Sonda Huygens revela primeiras impressões da superfície de Titã

A Agência Espacial Europeia (ESA) divulgou esta semana uma imagem do que seria a superfície da lua Titã de Saturno. A paisagem foi elaborada baseada em fotos enviadas pela sonda Huygens que pousou na região em 2005. A sonda enviou as impressões das camadas de nuvens de Titã por 90 minutos antes de ficar sem bateria.

A superfície da lua de Saturno contém muitas pedras, arredondadas e lisas que, segundo os cientistas, possivelmente possam conter água gelada. A imagem surpreendeu os estudiosos pela semelhança com a superfície da Terra primitiva. Huygens faz parte da sonda Cassini-Huygens enviada a Saturno num projeto da ESA e da NASA (agência espacial americana), para estudar o planeta e suas luas através de uma missão não tripulada. A sonda é a primeira a orbitar Saturno e foi lançada em 15 de outubro de 1997. Em julho de 2004 ela entrou na órbita do planeta. Depois de seis meses, Huygens aterrissou no solo de Titã.

A aproximação da sonda Cassini a 339 mil quilômetros de Titã já havia revelado as densas camadas de nuvens compostas de metano sobre a superfície da região em meados de 2004.

Anos depois, em 2008, a Nasa anunciou a descoberta de um lago líquido próximo à região polar sul da lua. Foram detectados hidrocarbonetos líquidos como metano e etano.

As baterias da Huygens acabaram e não é mais possível nenhum contato com a sonda. Mas, os dados enviados são preciosos e ajudam os cientistas a desvendar os segredos da lua que parece conter muitos elementos semelhantes aos que estavam presentes na Terra na época de sua formação.

Foto: Concepção artística mostra a superfície da lua saturniana, Titã. A paisagem foi elaborada baseada em fotos enviadas pela sonda Huygens em 2005. Crédito: Agência Espacial Europeia (ESA).

Fonte:www.apolo11.com

O Balé Celestial ARP 87

Registrada pelo telescópio Hubble em fevereiro de 2007, a cena ao lado mostra uma intrincada e maravilhosa coreografia espacial executada pelo par de galáxias ARP 87, distantes a mais de 300 milhões de anos-luz, na constelação de Leão. Estrelas, gás e poeira proveniente da grande galáxia espiral NGC 3808, à direita, parecem formar um gigantesco braço celestial que envolve por completo sua companheira menor, NGC 3808A, à esquerda. A colossal força gravitacional envolvida é nítida e distorce até mesmo o típico formato das galáxias. A partir das imagens feitas pelo Hubble, os cientistas descobriram que ARP 87 contém um número maior de clusters de super estrelas - regiões mais compactas e ricas em estrela jovens - do que os encontrados em nossas galáxias vizinhas.

Fonte: http://www.apolo11.com/

O que é o Ano-luz

Ano-luz é uma unidade de medida utilizada em astronomia e corresponde à distância percorrida pela luz em um ano, no vácuo. Seu plural é anos-luz. Em inglês, costuma-se abreviá-lo por "ly", de "light-year".

A luz desloca-se a uma velocidade de aproximadamente 300 mil quilômetros por segundo, percorrendo 9,46 trilhões de quilômetros por ano entre os astros. Assim, a distância de alfa Centauro até nós equivale a 4,2 anos-luz (40 trilhões / 9,46).

Para se calcular o valor de 1 ano-luz em quilômetros é necessário saber que a velocidade da luz no vácuo é de 299.792,458 quilômetros por segundo (km/s) e que o tempo utilizado na definição é o chamado Ano Gregoriano Médio (ver Calendário gregoriano) com 365,2425 dias. Assim temos que o ano-luz vale 9 460 536 207 068 016 metros; ou também 63241,07710 UA (unidade astronômica).

A luz leva pouco mais de 1 segundo para viajar da Lua até a Terra.

A luz leva cerca de 8,3 minutos para viajar do Sol até a Terra.

A sonda espacial que se encontra mais distante de nós, Voyager 1, estava a 12,5 horas-luz de distância da Terra em Janeiro de 2004.

A segunda estrela mais próxima conhecida (a primeira mais próxima é o Sol), Proxima Centauri está a 4,22 anos-luz de distância.

Nossa Galáxia, a Via Láctea, tem cerca de 100 000 anos-luz de diâmetro.

O universo observável tem um raio de cerca de 93 000 000 000 anos-luz. Esse raio expande-se em todas as direções em uma velocidade superior a da luz, isso se deve ao fato do espaço entre dois objetos poder se expandir sem um limite fixo.

Como nossa galáxia tem 100 000 anos-luz de diâmetro, uma nave espacial hipotética, viajando próximo à velocidade da luz, precisaria de pouco mais de 100 000 anos para cruzá-la. Entretanto, isso apenas é verdade para um observador em repouso com relação à galáxia; a tripulação da nave espacial experimentaria essa viagem em um tempo bem menor. Isso por causa da dilatação do tempo explicada pela teoria da relatividade especial. Por outro lado, a tripulação iria vivenciar uma contração da distância da galáxia: do ponto de vista deles, a galáxia vai aparentar estar muito menor.Principais distâncias de estrelas em anos-luz (em relação ao Planeta Terra):

- A estrela Próxima Centauri está localizada a 4,22 anos-luz

- A estrela Wolf 359 está localizada a 7,7 anos-luz

- A estrela Sirius A está localizada a 8,57 anos-luz
Fonte:Wikipédia

Observações de nebulosas Planetárias

As nebulosas planetárias são geralmente objectos ténues e nenhum é visível a olho nu. O primeiro destes objectos a ser descoberto foi a nebulosa de Dumbbell na constelação de Vulpecula, observado por Charles Messier em 1764 e listado como M27 no seu catálogo astronómico. Para os primeiros observadores (com telescópios de baixa resolução), M27 e outras nebulosas a seguir descobertas, assemelhavem-se a gigantes gasosos. William Herschel, que descobriu o planeta Urano, chamou-lhes 'nebulosas planetárias' apesar de não terem qualquer semelhança com planetas.

Tempo de vida

Os gases das nebulosas planetárias afastam-se da estrela central a uma velocidade aproximada de alguns quilómetros por hora. Simultaneamente à expansão dos gases, a estrela central arrefece à medida que irradia a sua energia - as reacções de fusão pararam porque a estela não tem a massa necessária para gerar no seu núcleo as temperaturas requeridas para se dar a fusão de carbono e oxigénio. Eventualmente, a temperatura estelar irá arrefecer de tal maneira que não poderá ser libertada suficiente radiação ultravioleta para ionizar a nuvem gasosa cada vez mais distante. A estrela transforma-se numa anã branca e o gás adjacente recombina-se, tornando-se invisível. Para uma nebulosa planetária tipica deverão passar 10 mil anos entre a sua formação e a recombinação dos gases.

Na figura;Nebulosa do Esquimó

Fonte:Wikipédia

Nebulosa Olho de gato

NGC 6543 ou Nebulosa do Olho de gato é uma nebulosa planetária na constelação do Dragão. Estruturalmente é uma das nebulosas mais complexas conhecidas tendo-se observado em imagens de alta resolução do Telescópio Espacial Hubble mostrando jorros de material e numerosas estruturas em forma de arco. Foi descoberta por William Herschel em 15 de Fevereiro, de 1786 e foi a primeira nebulosa planetária cujo espectro foi pela primeira vez pesquisado sendo este trabalho realizado pelo astrônomo amador William Huggins em 1864. Os estudos modernos revelam uma natureza complexa com intrincadas estruturas que poderiam ser causadas por material ejectado por uma binária acompanhando a estrela central. No entanto não há evidências diretas da presença desta parceira estelar. Também as medidas de abundâncias de elementos químicos revelam uma importante discrepância entre as medidas obtidas por diferentes métodos indicando que há aspectos desta nebulosa que permanecem ainda sem ser compreendidos.

Informação geral

A NGC 6543 é uma nebulosa planetária muito estudada. É relativamente brilhante com uma magnitude aparente de 8.1, e também com uma temperatura de brilho elevada. Encontra-se nas coordenadas de ascensão reta 17h 58.6m e declinação +66°38'. A alta declinação significa que é facilmente observável a partir do hemisfério norte, onde a maioria dos grandes telescópios foram construídos.

Enquanto a nebulosa interior mais brilhante tem um tamanho relativamente reduzido de 20 segundos de arco em diâmetro, possui um halo extenso com material ejectado da estrela central durante a etapa de gigante vermelha. O halo se estende uns 386 arcseconds (6.4 minutos de arco).As observações mostram que o corpo principal da nebulosa tem uma densidade de umas 5000 partículas/cm³ e uma temperatura de 8.000 K . O halo exterior tem uma temperatura algo superior a 15.000 K e uma densidade muito inferior. A estrela central em NGC 6543 é uma estrela de tipo espectral O com uma temperatura na fotosfera de 80.000 K. Seu brilho é aproximadamente mais 10.000 vezes luminosa que o Sol com um raio de 0.65 o raio solar. Diversas análises espectroscópicos mostram que a estrela perde massa rapidamente por um forte vento estelar a um ritmo de 3.2×10−7 massas solares por ano - 20 trilhões de toneladas por segundo. A velocidade deste vento de partículas é de 1900 kms−1. Os cálculos e modelos teóricos indicam que a estrela central possui atualmente uma massa solar mas os cálculos de sua evolução teórica implicam uma massa inicial de 5 massas solares.

Observações infravermelhas
As observações de NGC 6543 em longitudes de onda infravermelhas mostram a presença de uma nuvem pó estelar e gás a baixa temperatura. Pensa-se que o pó se formou nas últimas fases da vida da estrela original. Este pó absorve luz da estrela central reemitiendo a energia em longitudes infravermelhas. O espectro de emissão infravermelho permite deduzir temperaturas de 70 K. As emissões infravermelhas revelam a presença de material não ionizado como hidrogênio molecular (H2). Em muitas nebulosas planetárias a emissão molecular é maior a distâncias maiores da estrela onde o material deixa de estar ionizado. No caso da NGC 6543 a emissão de hidrogênio é mais intensa no limite interior do halo exterior. Isto é possivelmente devido a ondas de choque excitando o H2 à medida que impactam a diferentes velocidades com o halo.

Observações ópticas e ultravioletas
NGC 6543 foi extensamente observada no ultravioleta e nas longitudes de onda do visível. As observações espectroscópicas nestas longitudes de onda permitem determinar as abundâncias de diferentes espécies químicas bem como intrincadas estruturas da nebulosa. A imagem em falsa cor do HST ressalta as regiões de alta e baixa concentração de íons. Três imagens foram tomadas com filtros que isolavam a luz emitida por íons de hidrogênio em 656.3 nm, nitrogênio ionizada em 658.4 nm e oxigênio duplamente ionizado em 500.7 nm. As imagens foram combinadas em canais vermelho, verde e azul respectivamente. A imagem revela duas capas de material menos ionizado nos limites da nebulosa.
Observações em raios X
O Observatório de raios-X Chandra revelou a presença de gás extremamente quente ao redor da NGC 6543. Acredita-se que o gás quente é produzido pela violenta interação entre o vento estelar e o material expulso anteriormente. Esta interação esvaziou em grande parte o interior da nebulosa deixando um espaço menos denso em forma de borbulha. As observações do Chandra revelaram também uma fonte pontual de intensos raios X na posição da estrela. Esta não deveria emitir tão intensamente nesta longitude de onda pelo que o elevado fluxo de raios X resulta algo misterioso. Uma possibilidade interessante é que os raios X poderiam ser produzidos num hipotético disco de acreção ao redor do sistema binário.

Distância

A expansão radial de NGC 6543 pode ser usada para calcular sua distância.
As distâncias às nebulosas planetárias não são tão fáceis de identificar como no caso de algumas estrelas. Muitos dos métodos utilizados para estimar estas distâncias se baseiam em hipóteses gerais que podem ser inadequadas para o objeto específico sob estudo. Em anos recentes no entanto as observações de maior precisão realizadas com telescópios como o Hubble permitiram melhorar estas estimativas. Todas as nebulosas planetárias se expandem e as observações do mesmo objeto em anos diferentes com suficiente resolução angular permite medir o ritmo de crescimento da nebulosa sobre o céu. Estas expansão é normalmente muito pequena, uns poucos milisegundos de arco por ano ou menos. Os métodos espectroscópicos permitem calcular a velocidade de expansão de uma nebulosa planetárias a partir do efeito Doppler. Portanto, comparando a expansão angular com a velocidade de expansão medida por efeito Doppler pertmiten calcular a distância à nebulosa. No caso de NGC 6543 as observações do telescópio espacial Hubble ao longo de vários anos permitiram estimar seu ritmo de expansão em 10 milisegundos de arco por ano com velocidades de expansão ao longo da linha de visão de 16.4 km/s. Combinando ambos resultados resulta uma distância entre a Terra e a Nebulosa Olho de gato de 1000 parsecs.
Idade
O ritmo de expansão angular da nebulosa pode ser utilizado para estimar a idade desta. Se a expansão procedeu a ritmo constante, para atingir um diâmetro de 20 segundos de arco a um ritmo de 10 milisegundos de arco por ano, a nebulosa se teria formado há uns 1000 anos. Provavelmente esta idade é só um limite superior já que o material expulso poderia ter-se deslocado a maior velocidade no passado sendo freiado por sua interação com o meio interestelar.
Cinemática e morfologia da nebulosa
A NGC 6543 é uma nebulosa de grande complexidade estrutural. Os mecanismos capazes de moldar todas suas formas não são compreendidos com clareza. A porção mais brilhante interior é causada pela interação do vento estelar com o material expulso durante a formação da nebulosa. Neste processo se emitem grande quantidade de raios X. O vento estelar esvazia de maneira não-homogénea o interior da nebulosa. Dado que a estrela central apresenta sinais de poder ser um sistema binário, a interação entre ambas estrelas contribui também para moldar as estruturas interiores da nebulosa. Neste caso poderia existir um disco de acreção com material fluindo de uma estrela à outra e com fenômenos de ejeção pelas regiões polares da estrela que está acrescentando material. Estes jorros de ejeção estariam submetidos a movimentos de precessão que poderia contribuir para formar as estruturas em forma de filamento presentes na nebulosa.
Além da nebulosa interior o halo exterior envolve o sistema numa série de anéis concéntricos formados em etapas anteriores da formação da nebulosa planetária, quando a estrela interior estava no ramo asintótica das gigantes vermelhas do diagrama de Hertzsprung-Russell. Os anéis estão uniformemente distribuídos pelo que tão somente teria um único mecanismo responsável de sua formação a intervalos regulares. Mais longe ainda um halo de material mais ténue se estende a largas distâncias da estrela.
Fonte: http://pt.wikipedia.org

Galáxia satélite

Galáxia satélite, em termos gerais, é um sistema em que uma galáxia de tamanho maior é orbitada por uma de tamanho menor, por causa da interação gravitacional entre elas. Uma galáxia pode ter uma ou mais galáxias satélites, um exemplo conhecido são as Nuvens de Magalhães, visíveis no hemisfério celestial sul, orbitam a nossa Galáxia, a Via-Láctea. Outro exemplo também conhecido são M32 e M110, que orbitam a galáxia de Andrômeda (M31).

Na figura ao lado: A galáxia anã de Fornax. Como a maioria de galáxias anãs,
é muito inexpressiva. Contêm alguns milhões de estrelas.
As galáxias satélites da Via-Láctea

Indentificar galáxias satélites não é uma tarefa muito fácil, pois algumas têm um brilho superficial fraco, e são, geralmente, inexpressivas, e às vezes, suas estrelas se confundem com as estrelas da nossa própria Galáxia. As Nuvens de Magalhães são visíveis porque, no passado, elas eram pequenas galáxias espirais, e a força gravitacional da nossa Galáxia distorceu as suas formas deixando-as com aparência irregular, e com isso, fez com que a formação estelar surgisse com rapidez, e o resultado é o brilho que ambas têm até os dias de hoje.

Anã de Sagittarius

Encontra-se no lado distante de nossa galáxia. Esta anã foi descoberta recentemente, em 1994. Está sendo rasgada lentamente por nossa galáxia.

Grande Nuvem de Magalhães

A maior das galáxias satelites, esta galáxia é um grande objeto brilhante nos céus do hesmisfério sul. Contem bilhões de estrelas e muitas estrelas ainda estão nascendo nela, o mais notável nascedouro é na nebulosa da Tarantula, uma enorme concentração de gás e poeira, maior qie a grande nebulosa de Orion. Um supernova explodiu na Grande Nuvem de Magalhães em 1987 e as observações da expansão da supernova permitiram que a distância até nossa galáxia fosse determinada muito exatamente.

Pequena Nuvem de Magalhães

Apesar de seu nome, esta galáxia é razoavelmente grande para uma galáxia anã. Contém algumas centenas de milhões de estrelas e é facilmente visível com a olho nu no hemisfério do sul. Como a Grande Nuvem de Magalhães, ainda ocorre a formação de muitas estrelas dentro dela.

Anã da Ursa Menor

Descoberta em 1955, esta é uma galáxia muito pequena. Embora seja uma galáxia muito próxima é difícil de ser visto com qualquer coisa senão um poderoso telescópio. Todas as estrelas nesta galáxia têm ao menos dez bilhões de anos de idade. A galáxia tem uma massa demasiado baixa para permitir que prenda gás e poeira para permitir a formação de novas estrelas.

Anã do Escultor

Descoberta por Harlow Shapley em 1938. É provavelmente duas vezes maior que a galáxia da Ursa Menor, mas todas suas estrelas parecem ser muito velhas.

Anã de Draco

Descoberta ao mesmo tempo que a galáxia anã da Ursa Menor, esta galáxia é quase idêntica no tamanho e consiste somente em estrelas muito velhas.

Anã do Sextante

Esta galáxia foi descoberto em 1989. É uma galáxia muito pouco luminosa mas parece ser diversas vezes maior que as galáxias da Ursa Menor e de Draco.

Anã da Carina

Esta é uma outra pequena galáxia anã. Entretanto suas estrelas são 7 bilhão anos mais novas do que na maioria das outras galáxias anãs minúsculas.

Anã de Fornax

Descoberta ao mesmo tempo que a galáxia anã do Escultor, ela é diversas vezes maior do que as menores galáxias anãs e contem diversos milhões de estrelas. Suas estrelas variam de idade, indo de três a dez bilhões de anos.
Fontes:Wikipédia inciclopedia livre
Atlaszevallos.com.br

Aglomerado de galáxias ACO 3627 - O Grande Atractor

Esta é uma imagem do aglomerado de galáxias designado por ACO 3627, situado a 250 milhões de anos-luz de distância. Pensa-se que esta é a região central daquilo que se costuma designar por "Grande Atractor", uma região do espaço que, devido à sua grande concentração de massa, exerce uma atracção gravitacional enorme sobre o meio envolvente. De facto, estudos relativos a velocidades de galáxias situadas na vizinhança cosmológica da Via Láctea parecem indicar um movimento estranho nesta direcção. Até há poucos anos pouca informação existia sobre esta região devido ao facto de ela se situar poucos graus acima do plano da nossa galáxia. A grande concentração de estrelas na Via Láctea e a quantidade de poeira interestelar que nela existe têm impedido que se consiga observar a longas distãncias nesta direcção. Dectores modernos permitem hoje observações de objectos muitos distantes em regiões que até há pouco tempo nos estavam vedadas, como exemplifica esta imagem obtida com o Wide Field Imager instalado no telescópio de 2.2m do ESO em La Silla, Chile.

Crédito: European Southern Observatory.

Telescópio: MPG/ESO 2.2m.

Fonte:portaldoastronomo.org

Nebulosa do Esquimó

A Nebulosa do Esquimó (ou NGC 2392) é classificada como nebulosa planetária. Foi descoberta por William Herschel, em 1787, e recebeu o apelido 'Esquimó' por lembrar um rosto envolto por uma pele parca. Sua formação iniciou há 10.000 anos, aproximadamente, quando, em extinção, um astro pôs-se a lançar material no espaço.

A nebulosa, segundo os cientistas, pode apresentar, em torno do equador de sua estrela, um anel de material denso. A NGC 2392 possui duas partes em formato de elipse fluindo sob e sobre a estrela em extinção. A estrela que nela existe possui características como as do Sol. Pode ser vista telescópios e ter suas coordenadas obtidas através de programas como o Google Earth.

Fonte:Wikipédia

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