M 51 - Galáxia do Remoinho

M 51, também designada por NGC 5194, é um dos objectos mais famosos do céu do Hemisfério Norte. Esta galáxia em interacção com uma companheira (NGC 5195), não visível na imagem, encontra-se a uma distância de 15 milhões de anos-luz. Messier descobriu-a a 13 de Outubro de 1773, descrevendo-a em 11 de Janeiro de 1774 como "uma nebulosa muito difusa sem estrelas, perto da orelha mais a norte dos Cães de Caça". Nesta imagem, as regiões de cor vermelha são devidas à emissão de hidrogénio atómico associado a aglomerados de estrelas jovens muito luminosas. Julga-se que esta actividade intensa de formação de estrelas é induzida pela interacção gravitacional da galáxia M 51 com a galáxia companheira. São igualmente visíveis filamentos de poeira regularmente espaçados e perpendiculares aos dois braços espirais da galáxia, o que pode levar os astrónomos a reconsiderar os actuais modelos teóricos de galáxias com apenas dois braços espirais.

Crédito: Nasa & The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).

O Estranho fenômeno da Lente Gravitacional

O que é aquele estranho arco ?

Ao fotografar o conjunto de galáxias Abell 370, astrônomos observaram um arco incomum à direita dos aglomerados. Apesar de curioso, uma reação inicial foi evitar comentar sobre o arco, pois nada como isto havia sido notado antes.

Em meados da década de 1980, no entanto, melhores imagens permitiram aos astrônomos identificar o arco como um protótipo de um novo tipo de fenômeno astrofísico – o efeito de lente gravitacional * de todo o aglomerado de galáxias.

Hoje, sabemos que este arco consiste de duas imagens distorcidas de uma galáxia bastante normal que coincidentemente estava muito atrás do enorme aglomerado. A gravidade da galáxia Abell 370 causou um brilho maior das galáxias do fundo – e as outras – chegam ao observador por múltiplos pontos. Em meados de julho, os astrônomos usaram o recém-atualizado Telescópio Espacial Hubble para fazer imagens de Abell 370 e sua lente gravitacional em detalhes sem precedentes. Quase todas as imagens em amarelo na foto acima são galáxias no aglomerado Abell 370. Um olhar mais apurado pode observar muitos arcos estranhos e distorcidos, no entanto, são na verdade imagens de galáxias mais distantes. Estudar Abell 370 e suas imagens dá aos astrônomos uma janela única para a distribuição da matéria normal e escura em aglomerados de galáxias e do universo.

* O fenômeno da lente gravitacional é formado quando a luz de uma fonte muito distante, brilhante (como um quasar) é dobrado em torno de um objeto massivo (como um aglomerado de galáxias), entre o objeto de origem e o observador. O processo é conhecido como lente gravitacional e é uma das previsões da teoria geral de Albert Einstein da relatividade.

Fonte:www.interlinks.com.br

O Espetacular Grupo de Galáxias Abell So740

Este espetacular grupo de galáxias está longe, muito longe - a cerca de 450 milhões de anos-luz do planeta Terra, na direção da constelação de Centauro - e está catalogado como o enxame galáctico Abell S0740. Dominado pela grande e central galáxia elíptica, ESO 325-G004, esta espantosa visão do Hubble mostra um conjunto distinto de formas de galáxias e tamanhos com apenas algumas estrelas da Via Láctea espalhadas pelo campo de visão. A gigante elíptica ESO 325-G004 figura no centro, um pouco acima na imagem. A galáxia é tão maciça quanto 100 bilhões de vezes nosso Sol. O Hubble mostra milhares de agrupamentos estelares globulares orbitando a ESO 325-G004. Agrupamentos globulares são grupos compactos de centenas de milhares de estrelas que estão unidas gravitacionalmente. à distância da galáxia, eles parecem pequenos pontos de luz contidos no halo difuso. Outras galáxias elípticas tênues aparecem na imagem. Algumas mostram sinais de uma estrutura em disco ou anel que lhes confere a forma de uma gravata borboleta. Várias galáxias espirais também estão presentes. A gigante galáxia elíptica cobre uma área de aproximadamente 100.000 anos-luz e contém cerca de 100 bilhões de estrelas, comparável em tamanho com a nossa Galáxia. Os dados do Hubble revelam uma riqueza de detalhe até mesmo nas galáxias mais distantes, incluindo magníficos braços e correntes de poeira, enxames estelares, estruturas anulares e arcos de lentes gravitacionais.

Fonte: Imagens do Universo

Telescópio Spitzer capta violenta colisão entre planetas

A Nasa, agência espacial americana, divulgou em 11 de agosto de 2009 segunda-feira em seu site uma concepção artística que mostra uma possível colisão em alta velocidade entre dois planetas ao redor de uma jovem estrela. O impacto, segundo evidências captadas pelo telescópio espacial Spitzer, envolveu dois corpos rochosos - um deles tão grande quanto a Lua e outro do tamanho de Mercúrio - e teria ocorrido nos últimos mil anos ou mais. Os astrônomos informaram que a gigantesca colisão destruiu o corpo celeste de menor tamanho, espalhando enormes quantidades de rocha e expelindo camadas de lava quente pelo espaço. Os detectores infravermelhos do Spitzer captaram sinais das rochas vaporizadas e de fragmentos recongelados de lava, chamados de tectitas (tipo de mineral de vidro natural que se forma no espaço).

"O choque deve ter sido enorme e incrivelmente em alta velocidade para a rocha ter se vaporizado e derretido", disse o cientista Carey M. Lisse, da Universidade Johns Hopkins e principal autor do estudo, descrito na edição de agosto da revista Astrophysical Journal. Conforme o pesquisador, a colisão foi similar à que causou a formação da Lua há 4 bilhões de anos, quando um corpo do tamanho de Marte se chocou contra a Terra. Para se ter uma ideia da força da colisão, os astrônomos explicaram que os dois planetas estariam viajando a uma velocidade de pelo menos 10 km/s antes de se baterem.

A estrela observada pelo Spitzer é a de nome HD 172555, que teria 12 milhões de anos e está localizada a cerca de 100 anos-luz da Terra, ao sul da constelação Peacock (Pavão). Em comparação com a idade da estrela, os cientistas lembraram que o Sistema Solar tem 4,5 bilhões de anos.

Foto: NASA/JPL-Caltech/Divulgação

Fonte:TERRA

SN 2006gy

SN2006gy é uma supernova extremamente energética que foi descoberta em 18 de setembro de 2006. Foi primeiramente observada por R. Quimby e P. Mondol, e então estudada por diversas equipes de astrônomos, incluindo os Observatórios de raios-X Chandra, Lick, e Keck. Em 7 de maio de 2007, a NASA e diversos astrônomos anunciaram as primeiras análises detalhadas da supernova, descrevendo-a como "a explosão estelar mais brilhante já ocorrida".

Até hoje nunca se observou um fenômeno tão brilhante quanto esta supernova. Aliás, nem pode-se classificá-la como tal.

Ilustração da explosão da SN 2006gy.

A estrela que explodiu deve ter uma massa superior a 150 sóis. Muito acima das previsões teóricas que indicam que as estrelas não suportam massa superior a 100 sóis. A maioria desses tipos de estrelas só existiram no início do universo, cerca de 300 mil anos após o Estrondão (tradução mais próxima para o português de Big Bang). Por isso esta explosão pode nos indicar como eram as primeiras estrelas e até fazer-nos rever essa teoria.

Esta supernova não está na Via-Láctea, mas na galáxia NGC 1260 distante aproximadamente 250 milhões de anos-luz do Sistema Solar.

SN 2006gy tem magnitude 15 e só é visível em grandes telescópios.

SN 2006gy e o núcleo da galáxia hospedeira, NGC 1260, vista em raio-X pelo Observatório de raio-X Chandra. O núcleo de NGC 1260 está à esquerda e SN 2006gy do lado superior direito. Uma supernova pode brilhar mais do que os bilhões de estrelas de sua hospedeira.

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Anãs Brancas em rota de colisão

Uma nova descoberta feita a partir do observatório Chandra X-Ray onde se encontraram duas estrelas anãs em rota de colisão. As duas estrelas estão numa orbita apertada e a uma velocidade tremenda, estando apenas separadas por 80.000km de distância e com uma orbita cada vez mais rápida, o que sugere uma possível colisão. O que é importante sobre esta descoberta é que provavelmente as estrelas estão a criar ondas de gravidade tal como Einstein previu.

Ilustração mostra o balé da morte de duas anãs-brancas.

Fonte:www.bitesebytes.com

IC 4406 - Nebulosa da Retina

IC 4406, tal como outras nebulosas planetárias, exibe um elevado grau de simetria, como se a sua metade esquerda fosse a imagem ao espelho da metade direita. O seu todo toma um aspecto que lembra o olho humano, daí o nome Nebulosa da Retina. Gás e poeira estão a afastar-se da estrela moribunda central formando um toro gigante, que nós só observamos de lado. O gás dentro do toro é ionizado pela luz da estrela e, por isso, brilha. Nesta imagem, o oxigénio aparece a azul, o hidrogénio a verde, e o azoto a vermelho. As cores finais resultam das diferentes concentrações destes gases na nebulosa. No centro, encontra-se gás neutro que só pode ser detectado por radiotelescópios. Destacam-se os filamentos escuros de poeira, com dimensões que chegam a atingir 160 vezes a distância da Terra ao Sol. Estes filamentos de poeira são criados por instabilidades semelhantes aos mecanismos que provocam o aparecimento de nuvens no verão. A Nebulosa da Retina encontra-se a 1900 anos-luz, na constelação do Lobo. O primeiro registo que se lhe conhece data do século 19.

Crédito: NASA

Galáxia espiral M 100

Crédito: European Southern Observatory (ESO). Telescópio: Very Large Telescope - Melipal (Paranal Observatory, ESO). Instrumento: VIsible Multi-Object Spectrograph (VIMOS).

M 100, também conhecida por NGC 4321, é uma galáxia espiral na constelação da Cabeleira de Berenice. Descoberta em 1781 por Pierre Méchain, é um dos elementos mais brilhantes do Enxame de Galáxias da Virgem. Destacam-se dois braços espirais proeminentes, constituídos por estrelas brilhantes azuis. São estrelas jovens, quentes e de massa elevada. A recente formação destas estrelas é o resultado de perturbações na densidade do gás, causadas pelas interacções de M 100 com galáxias vizinhas. Outros braços espirais, menos brilhantes, também são visíveis. A extensão desta galáxia é ainda desconhecida, pois imagens profundas têm revelado que uma parte significativa da galáxia encontra-se na região periférica, muito pouco brilhante. Esta galáxia encontra-se a 56 milhões de anos-luz da Terra, e calcula-se que seja constituída por mais de 100 mil milhões de estrelas.

Fonte: http://www.portaldoastronomo.org/

Barnard 68

Esta imagem mostra uma pequena nuvem molecular escura, dum tipo que os astrónomos designam por "glóbulos de Bok", em homenagem ao astrónomo Bart Bok que os estudou. Os glóbulos são as nebulosas da Via Láctea mais simples, mais pequenas e de menor massa que são capazes de formar estrelas. Este glóbulo denso, com um diâmetro de 7 meses-luz (cerca de 0,2 pc) e uma massa duas vezes superior à massa do Sol, encontra-se a uma distância de 410 anos-luz (ou 125 parsec), na constelação de Ofiúco. O gás encontra-se a uma temperatura de 16 K e, na parte externa do glóbulo, encontra-se a uma pressão cerca de 10 vezes superior à pressão normal do meio interestelar. Recentemente, um estudo deste glóbulo levado a cabo por uma equipa de investigadores liderada pelo astrofísico português João Alves, actualmente no Observatório Europeu do Sul, parece indicar que B 68 se encontra na iminência de entrar em colapso gravitacional para vir a formar uma estrela. A ser verdade, este exemplo pode ajudar os astrónomos a compreender melhor o mecanismo que provoca o colapso gravitacional de uma nuvem molecular, algo que a teoria não consegue ainda explicar.

Fonte: http://www.portaldoastronomo.org/

Duplo enxame globular NGC 1850

NGC 1850 é um duplo enxame de estrelas na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea a 168 000 anos-luz. Este aglomerado de estrelas é representativo de uma classe de objectos que não tem contrapartida na nossa Galáxia. A peculiariedade de NGC 1850 reside em ter uma natureza dupla: é composta por um enxame globular principal, com cerca de 40 milhões de anos, e um segundo aglomerado, também globular, menor, com apenas 4 milhões de anos e que é essencialmente composto por estrelas extremamente quentes. Estima-se que cerca de 1000 estrelas no aglomerado principal tenham explodido como supernovas nos últimos 20 milhões de anos. Uma teoria propõe que a formação do enxame mais jovem terá sido provocada pelo efeito das supernovas nas nuvens de gás residual à volta do enxame principal. Na imagem, o hidrogénio brilha a vermelho, mostrando que ainda resta muito gás na região. Embora parte deste possa ainda pertencer à nuvem mãe, donde nasceram os dois enxames, a estrutura do gás, com a presença de filamentos, favorece a teoria das supernovas.

Crédito: European Southern Observatory (ESO).

Telescópio: Very Large Telescope - Antu (Paranal Observatory, ESO).

Instrumento: FOcal Reducer/low dispersion Spectrograph 1 (FORS1).

Fonte:portaldoastronomo.org

Plutão - Planeta Anão

Plutão (oficialmente, 1340340 Plutão) é um planeta anão e um plutóide do Sistema Solar, localizado numa região conhecida como cinturão de Kuiper. Sua órbita, excêntrica, é fortemente inclinada em relação aos planetas. Dos 248 anos que demora a para fazer a translação em volta do Sol, Plutão passa 20 anos mais perto do sol do que Netuno; no restante da órbita, permanece além de Netuno. Possui um satélite maior chamado Caronte e dois menores, descobertos em 2005 pelo telescópio espacial Hubble e que receberam da União Astronómica Internacional (UAI) os nomes mitológicos de Nix e Hidra.

 Um dos motivos da escolha desses nomes foram as iniciais N e H que coincidem com a Sonda espacial New Horizons, que em 2015 visitará o sistema Plutão - Caronte e também esses novos satélites. Até 2006, Plutão era contado como um planeta principal; mas a descoberta de vários corpos celestes de tamanho comparável e até mesmo a de um outro objeto maior no Cinturão de Kuiper fez com que a UAI, em 24 de agosto, durante uma conferência da organização, decidisse considerá-lo como um "planeta-anão" juntamente com Éris e Ceres (este último localizado no cinturão de asteróides entre Marte e Júpiter). Plutão é visto agora como o primeiro de uma categoria de objetos trans-netunianos cuja denominação, "plutóides", foi aprovada pela UAI em 11 de junho de 2008. Em setembro de 2006, a UAI atribuiu a Plutão o número 1340340 no catálogo de planetas menores, de modo a refletir a sua nova condição de planeta anão.

História

O astrônomo norte-americano Percival Lowell foi um de seus investigadores mais dedicados, mas nada descobriu. Doze anos depois de sua morte, seu antigo observatório, o Flagstaff, no Arizona, contratou um astrônomo mais jovem, Clyde Tombaugh, para continuar o trabalho. Plutão foi descoberto em Fevereiro de 1930 pelo jovem Clyde Tombaugh, que na época tinha 24 anos e conseguiu fotografá-lo.

Órbita e Rotação

Plutão leva 248 anos para completar uma órbita em volta do Sol. As suas características orbitais são bastante diferentes das dos planetas, que seguem uma órbita quase circular em redor do Sol próximo a um plano horizontal chamado eclíptica. Em contraste, a órbita de Plutão é altamente inclinada em relação à eclíptica (mais de 17°) e excêntrica. Devido a essa excentricidade, uma pequena parte da órbita de Plutão está mais próxima do Sol do que a de Neptuno. A última vez que Plutão ficou mais próximo do Sol do que Neptuno foi entre 7 de fevereiro de 1979 e 11 de fevereiro de 1999. Cálculos detalhados indicaram que anteriormente esse período durou apenas 14 anos, entre 11 de julho de 1735 e 15 de setembro de 1749, enquanto que de 30 de abril de 1483 a 23 de julho de 1503 também durou 20 anos. Apesar de esse padrão repetitivo sugerir uma órbita regular, a órbita de Plutão é, a longo prazo, caótica. 

Órbita de Plutão - perspectiva da eclíptica. Esta "vista lateral" da órbita de Plutão (em vermelho) mostra a sua forte inclinação orbital, em comparação com a órbita mais normal de Netuno (em azul).

Apesar de a órbita de Plutão parecer cruzar a órbita de Neptuno numa perspectiva de cima, a órbita dos dois objetos estão alinhadas, e então eles não podem colidir, ou nem mesmo se aproximar um do outro. Ao analisar as órbitas de Plutão e Neptuno, pode-se observar que elas não se cruzam. Quando Plutão está mais perto do Sol do que Neptuno, sua órbita cruza a de Neptuno, vista de cima; porém ela está a 8 Unidades Astronómicas acima do caminho de Neptuno, evitando uma colisão. Os nodos orbitais de Plutão (os pontos onde sua órbita atravessa a eclíptica) são separados dos de Neptuno por mais de 21°. No entanto, apenas isso não é suficiente para proteger Plutão. Perturbações dos planetas (especialmente Neptuno) poderiam alterar aspectos da órbita de Plutão ao longo de milhões de anos, e uma colisão seria possível. O mecanismo mais significante que evita Plutão e Netuno colidirem é a ressonância orbital de 3:2 que há entre eles, ou seja, a cada três órbitas que Neptuno faz em torno do Sol, Plutão faz duas. Então, os dois objetos voltam às suas posições iniciais e o ciclo de 500 anos continua. Esse padrão repete-se, em cada ciclo de 500 anos.

Atmosfera

A atmosfera de Plutão consiste em uma fina camada de azoto, metano e gases de monóxido de carbono, que são derivados dos gelos dessas substância na superfície. A sua pressão superficial varia de 6,5 a 24 ?bar. A órbita alongada de Plutão tem um grande efeito na sua atmosfera: conforme Plutão se distancia do Sol, a sua atmosfera congela gradualmente, e cai na superfície, e quando ele se aproxima do Sol, a temperatura na sua sólida superfície aumenta, causando a sublimação dos gelos superficiais. Isso cria um efeito antiestufa; a sublimação arrefece a superfície de Plutão.

 Recentemente foi descoberto que a temperatura de Plutão é de cerca de 43 K (?230 °C).  A presença de metano, que é um poderoso gás do efeito estufa, na atmosfera de Plutão cria uma inversão térmica, com temperaturas 36 ºC superiores, a cerca de 10 km da superfície. A atmosfera inferior contém uma concentração maior de metano que a atmosfera superior. A primeira evidência da atmosfera de Plutão foi descoberta pelo Kuiper Airborne Observatory em 1985, a partir de observações de uma ocultação de uma estrela atrás de Plutão. Quando um objecto sem atmosfera passa na frente de uma estrela, ela desaparece bruscamente.

No caso de Plutão, a estrela apenas escureceu gradualmente. A partir da taxa de escurecimento, foi determinado que a pressão atmosférica era de 0,15 pascal, aproximadamente 1/700 000 a da Terra. A conclusão foi confirmada e foi reforçada por outras observações de uma outra ocultação em 1988. Em 2002, uma outra ocultação estelar por Plutão foi observada e analisada por equipas lideradas por Bruno Sicardy do Observatório de Paris, James L. Elliot do Instituto de Tecnologia de Massachusetts e Jay Pasachoff do Williams College. Surpreendentemente, a pressão atmosférica foi estimada em 0,3 pascal, mesmo com Plutão mais longe do Sol que em 1988 e portanto a sua atmosfera deveria estar mais fria e rarefeita.

Uma explicação para isso é que em 1987 o polo sul de Plutão saiu da sombra pela primeira vez em 120 anos, causando a sublimação do azoto da calote polar. Irá demorar décadas para que o excesso de azoto condense para fora da atmosfera enquanto ele congela em direcção à escura calote de gelo do pólo norte. Dados do mesmo estudo revelaram o que pode ser a primeira evidência de vento na atmosfera de Plutão. Em outubro de 2006, Dale Cruikshank do NASA/Ames Research Center e seus colegas anunciaram a descoberta espectroscópica de etano na atmosfera de Plutão. O etano é produzido pela fotólise ou radiólise (a conversão química orientada pela luz solar ou partículas carregadas) do metano congelado na superfície que então vai para a atmosfera.

Satélites naturais

Plutão possui três satélites naturais conhecidos: Caronte, descoberto em 1978 pelo astrónomo James Walter Christy, e outras duas luas menores, Nix e Hidra, ambas descobertas em 2005. As luas de Plutão estão estranhamente perto de Plutão, em comparação com outros sistemas. O sistema Plutão-Caronte é notável por ser o maior dos poucos planetas binários do Sistema Solar, definidos assim quando o baricentro se localiza acima da superfície do corpo primário. Isso e o grande tamanho de Caronte em relação a Plutão levou alguns astrónomos a chamá-lo de um planeta anão duplo. O sistema também é incomum pelo facto de haver acoplamento de marés nele, ou seja, o lado de Plutão virado para Caronte é sempre o mesmo e vice-versa. Por causa disso, o período de rotação dos dois corpos é igual ao período orbital em volta do centro de massa comum.

Como Plutão gira de lado em relação ao plano orbital, o sistema Caronte também faz isso. Em 2007, observações de hidróxido de amónio e cristais de água na superfície de Caronte feitas pelo Observatório Gemini sugerem a presença de crio-gêiseres activos. Duas luas de Plutão adicionais foram fotografadas pelo Telescópio Espacial Hubble em 15 de maio de 2005, que receberam as designações provisórias S/2005 P 1 e S/2005 P 2. A União Astronómica Internacional nomeou oficialmente essas luas de Nix e Hidra em 21 de julho de 2006. Essas pequenas luas orbitam Plutão a aproximadamente duas e três vezes, respectivamente, a distância de Plutão a Caronte: Nix a 48 700 km e Hidra a 64 800 km do baricentro do sistema. Elas têm órbitas prógradas quase circulares que estão no mesmo plano orbital de Caronte e estão bem perto de uma ressonância orbital 4:1 e 6:1 com Caronte.

Às vezes Hidra é mais brilhante que Nix, sugerindo que é maior ou possui partes da sua superfície que variam o brilho. Os tamanhos são estimados a partir dos albedos. A similaridade espectral de Nix, Hidra e Caronte sugerem um albedo de 35%, similar ao de Caronte. Esse valor resulta em um diâmetro estimado de 46 km para Nix e 61 km para Hidra. A descoberta de duas pequenas luas sugerem que Plutão pode ter um sistema de anéis variável. Impactos de pequenos corpos podem criar detritos que podem transformar-se em anéis planetários. Dados de uma pesquisa óptica pela Advanced Camera for Surveys do Hubble sugerem que não há nenhum sistema de anéis em Plutão. Se um anel existir, ele é ténue comos os anéis de Júpiter ou está fortemente confinado a menos de 1 000 km de largura. Conclusões similares foram feitas a partir de estudos de ocultações. Ao fotografar o sistema de Plutão, observações do Hubble colocaram limite em qualquer lua adicional. Com 90% de certeza, nenhuma lua adicional com mais de 12 km existe além do brilho de Plutão.

Fonte: http://www.explicatorium.com/quimica/Planeta_anao_Plutao.php

Porque Plutão não é mais Planeta?

De fato Plutão não é mais considerado um planeta, ele agora pertence a uma categoria denominada "Planeta Anão". Para entender porque isto aconteceu vamos contar um pouquinho de história: Em 1930 o astrônomo americano Clyde Tombaugh descobriu um corpo no céu, era apenas um pequeno ponto, mas ao calcular a sua órbita percebeu que ele tinha uma órbita mais afastada que Netuno, seria o nono planeta, este corpo celeste foi batizado de Plutão. No início chegou-se a estimar que Plutão poderia ser maior que o planeta Terra, mas medições posteriores mostraram que ele na verdade seria bem menor que a nossa Lua.

Já nos anos 70 alguns astrônomos começaram a propor a idéia de que Plutão não seria de fato um planeta, pois além de pequeno e pouco massivo, sua órbita era muito achatada e inclinada em comparação aos outros planetas. Mas no fim da década foi descoberta um satélite de Plutão, que foi batizado de Caronte, o que dava argumentos para os defensores de Plutão como um planeta. Apenas na década de 1990 foi descoberto outro objeto trans-netuniano. Mas nos anos seguintes com a construção de telescópios avançados, o número destes objetos cresceu rapidamente, e alguns deles eram quase tão grandes quanto Plutão (Sedna, Varuna, Quaoar, etc.).

 Então em 2005 foi divulgado que um destes objetos, posteriormente batizado de Eris era maior que Plutão. Então chegou-se a um impasse: Se Plutão era um planeta, Eris (que é maior) também deveria ser. Finalmente em 2006 houve uma reunião da IAU (União internacional da astronomia) e em uma votação histórica a assembéia da IAU decidiu que Plutão deixaria de ser um planeta. Ele, Ceres e Eris foram denominados planetas anões. Como um comentário vale acrescentar o seguinte: Se Plutão fosse descoberto hoje ele nunca seria classificado como planeta. A descoberta de Tombaugh foi um feito incrível, demoraram mais de 60 anos para outro objeto celeste ser descoberto nas mesmas circunstâncias. Plutão é pequeno demais e leve demais para ser um planeta.

Fonte: Inovação Tecnológica

Plutóides

Plutóides são corpos celestes em órbita em torno do Sol a uma distância maior que a de Netuno, que possuem massa suficiente para adotar uma forma em equilíbrio hidrostático (isto é, uma forma próxima à esférica) e que não limparam a vizinhança em torno de sua órbita. Em junho de 2008, havia apenas dois plutóides conhecidos e nomeados, Plutão e Éris. Em julho daquele ano, a União Astronômica Internacional (UAI) acrescentou à lista o plutóide Makemake e em setembro, o plutóide Haumea. Espera-se que outros plutóides venham a ser designados à medida que a ciência avance e novas descobertas sejam feitas. Assim, qualquer corpo celeste que seja ao mesmo tempo um planeta anão e um corpo transnetuniano é considerado um plutóide. O planeta anão Ceres não é um plutóide, pois encontra-se no cinturão de asteróides entre Marte e Júpiter. O atual conhecimento científico parece indicar que Ceres é o único corpo celeste de seu tipo, razão pela qual a UAI no momento não propõe criar uma categoria separada de planetas anões semelhantes a Ceres.

 História

Em 24 de agosto de 2006, a UAI decidiu reclassificar Plutão como um planeta anão, ao definir que um planeta é um corpo que limpa a vizinhança em torno de sua órbita. A assembléia geral da UAI decidiu ainda considerar Plutão o protótipo de uma nova categoria de transnetunianos, que levaria o nome de "Pluton". O termo foi rejeitado devido a ser uma nomenclatura usada por geólogos e por várias línguas européias para o planeta Plutão. Em 11 de junho de 2008, a UAI anunciou haver decidido que os corpos semelhantes a Plutão no sistema solar receberiam o nome "plutóide". Em julho de 2008, a organização decidiu reconhecer o corpo transnetuniano 2005 FY9 como plutóide (e planeta anão) e dar-lhe o nome Makemake, uma referência ao deus polinésio da fertilidade e criador da humanidade.

Fonte:Wikipédia

Estrela Chi Cygni

Chi Cygni, mostrada nesta concepção artística, é uma estrela gigante vermelha perto do final de sua vida. Conforme esgota seu combustível nuclear, ela pulsa de dentro para fora, como um gigantesco coração, ejetando no espaço suas camadas exteriores de matéria. Crédito: ESO/L. Calçada

Chi Cygni (χ Cyg/χ Cygni) é uma estrela variável, do tipo Mira variável, na constelação de Cygnus.

Chi Cygni exibiu uma das maiores variações de magnitudes conhecidas. Tipicamente, brilha e desaparece de quinta a décima terceira magnitudes. O período de variação de brilho é de 407 dias. Observada com mais atenção, tem 3,3 e 14,3 respectivamente de magnitude. Chi Cygni, em seu brilho mínimo, é visível com um telescópio de abertura de 30 centímetros, e o momento de seu brilho máximo é visível a olho nu. Está a aproximadamente 345 anos-luz de distância. O astrônomo Gottfried Kirch descobriu que Chi Cygni era variável, em 1686.Chi Cygni, mostrada nesta concepção artística, situada cerca de 550 anos luz de distância da Terra, é uma estrela tipo nosso Sol está retorcendo-se em sua agonia. Chi Cygni tem aumentado de tamanho até se converter uma estrela gigante vermelha tão grande que se estivesse no nosso sistema Solar engoliria todos os planetas interiores, até Marte. Além disso, tem começado a pulsar dramaticamente, batendo como um gigantesco coração. Agora, novas imagens em primeiro plano da superfície desta estrela mostram seus espasmos com um detalhe sem precedentes.

Crédito: ESO/L.

Fonte: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Galáxia espiral NGC 4414

Esta imagem, com um campo de 2,4 minutos de arco de lado, mostra a galáxia espiral NGC 4414, com um diâmetro de 56 mil anos-luz. A galáxia encontra-se à espantosa distância de 62 milhões de anos-luz, na direcção da constelação da Cabeleira de Berenice. Foi a partir da medição rigorosa do brilho de estrelas variáveis em NGC 4414 que se conseguiu medir com precisão a distância à galáxia. Distâncias desta ordem de grandeza são usadas pelos astrónomos para estimar parâmetros como a constante de Hubble, a idade ou a taxa de expansão do Universo. Nesta imagem podemos ver que a parte central da galáxia, como é típico das galáxias espirais, contém essencialmente estrelas velhas de cores amarela e vermelha. Os braços espirais parecem azulados, resultado da formação, em curso, de estrelas jovens, azuis. Os braços espirais são igualmente ricos em nuvens de gás e poeira interestelares, que na imagem aparecem como estruturas escuras contrastadas pelo fundo de luz estelar.

Crédito: NASA & The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).

Instrumento: Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).

Fonte:portaldoastronomo.org

M 42 - A Grande Nebulosa de Orionte

Esta imagem, obtida em 1995 pelo Hubble, mostra a parte central da nebulosa M 42, a Grande Nebulosa de Orionte (o Caçador), o berçário de estrelas na vizinhança do Sol (a uma distância de cerca de 1500 anos-luz) mais bem estudado. É também um dos objectos do céu nocturno mais conhecidos dos astrónomos amadores. No interior de M 42, através da utilização de um simples par de binóculos, é possível visualizar as estrelas do trapézio, quatro estrelas muito jovens, que iluminam as paredes da nebulosa. Esta imagem resulta da combinação de 45 imagens individuais da parte central da nebulosa e permitiu aos astrónomos identificar estruturas, como sejam, sistemas solares em formação, com metade do diâmetro do nosso Sistema Solar. Também se podem distinguir nesta imagem alguns exemplos de jactos de matéria emitidos por estrelas muito jovens, ainda embebidas na nebulosa. Apesar de se estender por cerca de 2,5 anos-luz, a nebulosa está tão longe que esta imagem obtida pelo Hubble ocupa uma área com apenas cerca de 5% da área ocupada no céu pela Lua cheia.

Crédito: NASA, C.R. O'Dell and S.K. Wong (Rice University).

Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).
Instrumento: Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).

Fonte:portaldoastronomo.org

Nebulosa Planetária NGC 2818

A singular nebulosa planetária NGC 2818 está aninhada dentro do aglomerado estelar aberto NGC 2818A. Tanto o aglomerado quanto a nebulosa residem a mais de 10.000 anos-luz de distância, no sul da constelação da Bússola. A NGC 2818 é uma das poucas nebulosas planetárias em nossa galáxia localizada

Aglomerados abertos, em geral, estão fracamente ligados e estão dispersos ao longo de centenas de milhões de anos. Estrelas que formam nebulosas planetárias vivem normalmente por bilhões de anos. Assim, é raro que um aglomerado aberto sobreviva tempo suficiente para que um dos seus membros forme uma nebulosa planetária. Este aglomerado aberto é particularmente antigo, estima-se que tenha quase um bilhão de anos. A espetacular estrutura da NGC 2818 contém as camadas exteriores de uma estrela como o Sol, que foram enviadas para o espaço interestrelar durante a última fase da vida da estrela. Nebulosas planetárias podem ter estruturas muito variadas.

A NGC 2818 tem uma forma complexa que é difícil de interpretar. No entanto, devido à sua localização dentro do aglomerado, os astrônomos têm acesso à informação sobre a nebulosa, como a idade e a distância, que não poderiam ser conhecidos de outra forma. As nebulosas planetárias desaparecem gradualmente ao longo de milhares de anos. A quente remanescente do núcleo estelar da NGC 2818 acabará por esfriar em bilhões de anos terminando como uma anã branca. Nosso próprio Sol vai sofrer um processo semelhante, mas daqui a 5 bilhões de anos. As cores na imagem representam uma gama de emissões provenientes das nuvens da nebulosa: vermelho representa nitrogênio, verde representa hidrogênio e azul representa oxigênio.

Fig1:Aglomerado e Nebulosa

Fig2:Nebulosa

Creditos Fonte:Imagensdouniverso.blogspot.com

O Brilho Letal das Supernovas

 

A agonia das estrelas gigantes é um dos espetáculos mais violentos do Universo. Elas se desintegram em uma explosão que libera, em um único instante, mais energia que todos os outros astros da Galáxia somados. Imagine: existem, na Via Láctea, 200 bilhões de estrelas. Elas seriam facilmente ofuscadas por apenas uma dessas detonações, chamadas de supernovas. Elas podem afetar a Terra mesmo se explodirem a 350 trilhões de quilômetros daqui – a Terra, nesse caso, tomaria um banho corrosivo de radiação, capaz de destruir a camada de ozônio que nos protege contra os raios ultravioleta do Sol. Diversas espécies seriam levadas à extinção.

 Os cientistas sabem disso porque, há 10 000 anos, logo depois de a Terra ter sido bombardeada por uma supernova (hoje conhecida pelo nome de Vela), houve uma drástica redução na quantidade de plâncton, nos oceanos. O clima também se alterou, com um aumento de 2 ou 3 graus Celsius na temperatura global. Tudo isso apesar de a explosão ter ocorrido a 16 quatrilhões de quilômetros daqui. A detonação gigante mais próxima de nós, neste século, ocorreu em 1997. Por sorte, a estrela que lhe deu origem estava muito longe, na galáxia vizinha, a Grande Nuvem de Magalhães, a 187 000 anos-luz de distância da Terra (1 ano-luz mede 9,5 trilhões de quilômetros. Faça as contas você.) Só por isso não sofremos os efeitos por aqui.

Estrada tumultuada à frente

Dentro de 50 000 anos, o Sistema Solar vai entrar em uma região perigosa da Via Láctea, denominada Vale da Águia

1. Segundo os astrônomos, toda vez que a Terra atravessa regiões repletas de estrelas e de restos de detonações estelares, fica exposta a doses letais de radiação. As grandes extinções de espécies, no passado, ocorreram em épocas assim.

2. Nos últimos 250 000 anos, o Sol vem se deslocando por áreas limpas e tranqüilas. Dentro de 50 milênios, porém, os nossos descendentes enfrentarão nuvens de gases radioativos do Vale da Águia, onde é grande a probabilidade de uma estrela selar a sorte da humanidade.

3. A viagem pela galáxia pode lançar cometas sobre nós. Veja como eles nascem: orbitam habitualmente a 5 trilhões de quilômetros do Sol e só saem desse "ninho" quando alguma estrela vizinha os perturba. Aí, um ou mais bólidos disparam pelo espaço, com trajetória incerta.

4. Não se sabe quantos já estão em nosso caminho. No ano passado, os americanos Jay Frogel e Andrew Gould, da Universidade do Estado de Ohio, verificaram que uma estrela obscura, batizada de Gliese 710, poderá provocar uma chuva de cometas sobre a Terra em algum momento dos próximos milênios.

Fonte: www.super.abril.com.br

Galáxia espiral NGC 7742

 

A galáxia espiral NGC 7742 é uma galáxia Seyfert 2 - um tipo de galáxia espiral activa, com um núcleo central muito brilhante onde se pensa que se esconde um buraco negro de massa elevada. O nome deste tipo de galáxia deve-se a Carl Seyfert que, em 1943, efectuou um estudo sistemático de galáxias espirais, cujos núcleos compactos e muito brilhantes pareciam mostrar sinais de intensa actividade. A cerca de 72 milhões de anos-luz, na constelação do Pégaso, NGC 7742 encontra-se virada de frente para nós, destacando-se claramente o núcleo central amarelo, com cerca de 3000 anos-luz de diâmetro. À sua volta, distribui-se uma estrutura em forma de anéis, com regiões azuladas, ricas em formação de estrelas, e braços espirais apertados, pouco brilhantes. A luminosidade duma galáxia Seyfert pode variar em períodos que vão desde apenas uns dias, até meses.

Crédito: NASA

Disnomia (Satélite)

Disnomia é o satélite natural de Éris. O nome significa "desordem" em grego (no original, Δυσνομία dysnomia), uma referência à entidade mitológica que, segundo Hesíodo, era filha de Éris, a Discórdia. Em 2005, uma equipe nos telescópios Keck no Havaí fez observações aos quatro corpos celestes transneptunianos mais brilhantes (Plutão, 2005 FY9, 2003 EL61 e Éris) usando um novo sistema óptico. Em 10 de Setembro, as observações revelaram uma lua orbitando Éris. Na altura da descoberta, Éris não tinha nome e era conhecida, popularmente, como Xena, assim a lua ganhou a alcunha de Gabrielle pelos seus descobridores, a companheira de Xena na série televisiva Xena, A Princesa Guerreira. Estima-se que o satélite seja oito vezes menor e 60 vezes menos brilhante que Éris e que orbite o planeta-anão em cerca de 14 dias. Os astrónomos sabem que três dos quatro mais brilhantes objectos transneptunianos têm satélites, enquanto que cerca de 10% dos membros mais ténues da faixa terão satélites, o que leva a acreditar que colisões entre grandes corpos celestes transneptunianos tenham sido frequentes no passado. Impactos entre corpos da ordem dos 1000 km de diâmetro espalhariam largas quantidades de material que se aglomerariam numa lua. Um mecanismo semelhante terá formado a lua da Terra.

Na figura acima: Disnomia ao fundo de Éris (concepção artística)