Proxima Centauri

A estrela Proxima Centauri, Próxima do Centauro ou, simplesmente, Próxima, localizada na constelação do Centauro é a estrela mais próxima do Sol. Foi descoberta em 1915 pelo astrônomo Robert Innes.

Dados Físicos

Próxima é uma anã vermelha variável, de tipo espectral M5.5Ve. Possui magnitude visual aparente média de +11,05 (variável) e magnitude visual absoluta de 15,49. É a estrela mais débil do sistema triplo Alfa Centauri. Suas coordenadas equatoriais são α = 14h39m36,1s e δ = -60°50'8,0". Sua distância ao Sol é de aproximadamente 4,2 anos-luz. É uma estrela atualmente ativa, como as estrelas eruptivas, caracterizada por linhas de emissão variáveis em seu espectro. Sua coloração é bastante avermelhada, devido à baixa temperatura de sua superfície, estimada em 2670 K. Em 2002, o VLTI usou interferometria óptica para medir o diâmetro angular de 1,02 ± 0,08 milissegundos de arco para Próxima. Com isso, determinou-se que seu diâmetro físico é 1/7 daquele do Sol, ou 1,5 vezes maior que o diâmetro de Júpiter. Sua massa também vale cerca de 1/7 da massa solar.

Outros nomes

Também é conhecida como α Centauri C (abreviado como α Cen C), V645 Centauri, GJ 551 e HIP 70890, entre outros nomes, a maioria dos quais só conhecidos pelos astrônomos profissionais.

Origem: Wikipédia,

Alfa Centauri

Alpha Centauri (α Centauri / α Cen); também conhecida como Rigel Centaurus, Rigil Kentaurus, Rigil Kent, ou Toliman é a estrela mais brilhante da constelação de Centauro, sendo a terceira mais brilhante do céu, vista a olho nu.

Posição de Alpha Centauri (seta cor de rosa)

Esta estrela é, na verdade, um sistema triplo, no qual Alpha Centauri A e Alpha Centauri B giram em torno de um centro comum, gastando quase 80 anos para completar uma órbita, já Alpha Centauri C, também chamada de Proxima Centauri demora mais de 1.000.000 de anos para completar uma órbita em torno das componentes principais e é a estrela mais próxima do Sol, a 4,2 anos-luz, enquanto o sistema Alpha Centauri AB estão um pouco mais distantes a 4,4 anos-luz. A estrela Alpha Centauri A é uma estrela amarela, cerca de 23% maior que o Sol. Já Alpha Centauri B é uma estrela laranja com um raio 14% menor que o solar. Enquanto que Proxima Centauri é uma anã vermelha com brilho muito reduzido e diâmetro de 1,5 vezes maior que o diâmetro de Júpiter, tanto que só foi descoberta, em 1915 pelo astrônomo britânico-sul-africano Robert Thorburn Ayton Innes (1861-1933).

Observação

Tamanho e cor dos componentes de Alfa Centauri aparecem em escala comparados com o Sol.O sistema Alpha Centauri é visível em todo hemisfério sul e situa-se a leste do Cruzeiro do Sul. A olho nu apresenta-se como uma estrela única de magnitude -0,29. Com telescópios de pequeno porte já se podem distinguir a Alpha Centauri A e Alpha Centauri B. Já a Proxima Centauri, em virtude de sua cor alaranjada e tamanho reduzido, só pode ser observada com telescópios profissionais.

                     Tamanho e cor dos componentes de Alfa Centauri aparecem em escala comparados com o Sol.          

Etimologia

O nome da estrela mais brilhante da constelação de Centauro é de origem árabe. Rigel Centaurus ou Rigil Kentaurus ou Rigil Kent provem da frase em árabe Rijl Qantūris ou Rijl al-Qantūris, que significa o "Pé do Centauro". O outro nome alternativo é Toliman, que também vem do árabe al-Zulmān e significa "o avestruz".   

Fonte:Wikipédia

Descobertas cinco estrelas em rota de colisão com o Sistema Solar

Estrela a caminho

Tem uma estrela no nosso caminho. Ou melhor, cinco estrelas. Ou talvez sejamos nós a estarmos bem no caminho delas. Um grupo de astrônomos russos e finlandeses usou dados do satélite Hipparcos, da Agência Espacial Europeia (ESA), juntamente com registros de diversos telescópios terrestres, para criar um modelo que mostra a trajetória de algumas estrelas vizinhas do Sistema Solar. E algumas delas parecem decididas a estreitar os laços de vizinhança e nos cumprimentar bem de perto - elas deverão passar raspando pelo Sistema Solar.

Nuvem de Oort

Vadim Bobylev e seus colegas descobriram nada menos do que quatro estrelas até então desconhecidas que deverão passar a meros 9,5 anos-luz da Terra.

A essa distância, as quatro atingirão a chamada Nuvem de Oort, um verdadeiro campo de pedregulhos espaciais que os astrônomos acreditam ser a fonte de todos os cometas que atravessam o Sistema Solar. Os efeitos gravitacionais desse encontro, e sua influência sobretudo sobre os planetas mais externos, ainda não foram modelados e não podem ser desprezados de antemão.

Ao contrário do Cinturão de Kuiper, que é um anel no mesmo plano orbital dos planetas, a Nuvem de Oort parece ser uma esfera de rochas espaciais, prontas para virarem cometas, ao redor de todo o Sistema Solar.[Imagem: NASA]

Estrela em rota de colisão com a Terra

Mas, segundo Bobylev, a maior ameaça virá mesmo é da estrela Gliese 710, uma anã laranja que, apesar de se encontrar hoje a 63 anos-luz da Terra, está chispando pelo espaço em nossa direção a uma velocidade de 14 quilômetros por segundo. Segundo os astrônomos, seus cálculos indicam que há uma chance de 86% de que a Gliese 710 atravesse a Nuvem de Oort, arremessando milhões de cometas em direção ao Sol - logo, passando necessariamente pela órbita dos planetas, inclusive da Terra. Estudos anteriores, contudo, revelam que uma saraivada de cometas gerada pela passagem de uma estrela pela Nuvem de Oort terá sobre a Terra o efeito mais de um chuvisco do que de uma tempestade - nosso planeta deverá ser atingido por não mais do que um cometa por ano. Se serve de consolo, por outro lado basta lembrar que tudo indica que apenas um choque de um meteorito com tamanho suficiente foi capaz de dizimar a vida na Terra na época dos dinossauros.

A Gliese 710 é uma anã laranja que está chispando pelo espaço em nossa direção a uma velocidade de 14 quilômetros por segundo. [Imagem: NASA/Hubble]

 

Chuva de cometas

 

Há ainda, segundo os cálculos de Bobylev e seus colegas, uma chance em 10.000 de que a Gliese 710 aproxime-se a menos de 1.000 unidades astronômicas do Sistema Solar - uma unidade astronômica equivale à distância entre a Terra e o Sol. Se isso de fato acontecer, ela atingirá não apenas a Nuvem de Oort, mas também o Cinturão de Kuiper - uma área repleta de pedregulhos espaciais congelados localizado além da órbita de Netuno - assim como outros grupos de objetos que giram em órbitas entre os dois. Além de uma chuva de cometas eventualmente mais intensa, essa aproximação certamente afetará a órbita de Netuno, com efeitos sobre os demais planetas que ainda deverão ser objetos de novos estudos.

Pedras espaciais

A boa notícia é que, ao contrário das pedras que encontramos pelo caminho aqui na Terra, as pedras espaciais, ou pelo menos as estrelas, costumam ficar a grandes distâncias, e os tropeções demoram bastante para acontecer. A mais perigosa das cinco ameaças, a Gliese 710, deverá chegar por aqui dentro de 1,5 milhão de anos.

Fonte: www. inovaçãotecnologica.com.br   

Rios de lava em Vénus

Esta imagem da superfície quente de Vénus mostra claros sinais de correntes de lava que se pensa terem ocorrido no passado. A imagem foi obtida pela sonda Magalhães, uma sonda lançada em Maio de 1989 e que chegou a Vénus em Agosto de 1990. Durante mais de quatro anos, a Magalhães obteve mapas do planeta usando um radar que lhe permitiu cartografar 98% da sua superfície. A utilização de um radar justificou-se pela necessidade de penetrar na densa atmosfera de Vénus. Esta imagem cobre cerca de 500 km. Vénus é actualmente o astro mais brilhante no céu nocturno, podendo ser visto na direcção Oeste logo a seguir ao pôr do Sol.

Crédito: Projecto Magalhães, JPL, NASA.

Fonte:portaldoastronomo.org

Redemoinhos em Marte

Dust devils" (Poeira do Diabo) não são fenômenos restritos a atmosfera terrestre. Também ocorrem em Marte, tendo sido fotografados pela primeira vez pela sonda espacial Viking na década de 1970. Julga-se que esse fenômeno seja o responsável pelas misteriosas linhas que aparecem nas imagens da superfície marciana. Em 1997, a sonda Mars Pathfinder detectou a ocorrência dessas formações e, mais tarde, a sonda Spirit fotografou um grande redemoinho passando ao seu lado. Os dust devils de Marte podem apresentar tamanhos 50 vezes superiores aos redemoinhos observados na Terra, podendo então representar um desafio para as futuras pesquisas envolvendo a exploração desse planeta. Normalmente, esse tipo de formação dura poucos minutos, raramente a velocidade do vento passa de 100 km/h e não acontecem em situações de tempestade.
Fonte:imagensdouniverso.blogspot.com.

Mojave, uma das gigantescas crateras de Marte

A Nasa, agência espacial americana, divulgou uma imagem em seu site com uma paisagem "apocalíptica" de gelo que mostra como poderia ficar a Terra no caso de um grande desastre climático acontecer. No entanto, a foto trata-se de uma porção de terras e paredões de Mojave, uma gigantesca cratera do planeta Marte. A fotografia veiculada pela Nasa registra um aregião com cerca de 60 km de diâmetro. A observação oferece aos cientistas a idéia do que é uma enorme cratera marciana, já que este buraco é muito recente (tem cerca de 10 milhões de anos) e menos afetado pela erosão e outros processos geológicos. De acordo com os astrônomos, o princípio do clima em Marte poderia ter sido fortemente influenciado pelo intenso bombardeio de meteoritos há 3,9 bilhões de anos. Para alguns estudiosos, os impactos neste setor de Marte poderiam ter desencadeado que a água do gelo percorresse o subsolo através da superfície, se condensando em forma de chuva ou neve durante um breve período de tempo.

Creditos:Nasa

Fonte:imagensdouniverso.blogspot.com

Omicron Andromedae

Omicron Andromedae (ο And / ο Andromedae) é um sistema estelar na constelação de Andromeda. Está a aproximadamente 692 anos-luz da Terra. Omicron Andromedae é uma estrela binária. Os dois componentes são espectroscópicas binárias, formando um sistema estelar de 4 elementos. O sistema, como um todo, é classificado como uma estrela gigante de classe B (azul-branca), com uma magnitude aparente combinada de valor +3,62. A separação dos dois componentes mais brilhantes, ο Andromedae A e ο Andromedae B é de 0,34 arco-segundo. Possuem um período orbital de 68,6 anos. Andromedae A está separada da sua companheira espectroscópica por 0,05 arco-segundo. A Andromedae é uma estrela variável do tipo Gamma Cassiopeiae e o brilho do sistema varia de magnitude +3,58 até +3,78. Este facto tornou difícil a determinação do período orbital da binária espectroscópica de A Andromedae. A cmpanheira espetroscópica de B Andromedae foi descoberta em 1989 e o sistema binário possui um período de 33,01 anos.

Fonte: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Astéroide Vesta

Vesta (asteroide 4) foi o quarto asteroide, descoberto por Olbers (1807) e é o terceiro maior asteroide em tamanho, medindo entre 530 e 468 km em diâmetro. Está localizado no Cinturão de Asteroides, região entre as órbitas de Marte e Júpiter, a 2,36 UA do Sol. Vesta é um asteroide tipo V. Seu tamanho e o brilho pouco comum na superfície fazem de Vesta o mais brilhante asteroide. É o único asteroide que é ocasionalmente visível a olho nu. Vesta foi descoberto pelo astrónomo alemão Heinrich Wilhelm Olbers a 29 de Março de 1807. O nome provém da deusa romana Vesta, a deusa virgem da casa. O próximo asteroide só foi descoberto 38 anos depois, 5 Astreia. Teoriza-se que nos primeiros tempos do sistema solar, Vesta era tão quente que o seu interior derreteu. Isto resultou numa diferenciação planetária do asteroide. Provavelmente tem uma estrutura em camadas: um núcleo metálico de níquel-ferro coberto por uma camada (manto) de olivina. A superfície é de rocha basaltica, originária a partir de antigas erupções vulcânicas. A atividade vulcânica não existe hoje.

Fonte: Wikipédia

M16

A cabeça de uma nuvem interestelar de gás e poeira é aqui vista em cores falsas, numa imagem perto do infravermelho registada pelos astrónomos em busca de estrelas dentro de M16, a Nebulosa da Lagoa. Tornada famosa por uma imagem do Hubble em 1995, observou-se que a superfície das nuvens em pilar estava coberta por glóbulos gasosos em forma de dedos. A imagem do lado penetra os limites da nuvem de poeira. Mas o núcleo da nuvem aparece escuro e opaco, mesmo a comprimentos de onda relativamente longos. Mesmo assim, esta imagem, feita com o telescópio Antu do ESO, revela uma brilhante e massiva estrela amarela não detectada directamente no visível a partir de dados do Hubble. Esta estrela muito jovem ilumina a pequena nuvem azulada com uma risca central encurvada e escura, mesmo por cima. Por baixo e para a sua direita estão outras estrelas, mais ténues e menos massivas, também não observáveis no visível - estrelas recém-nascidas situadas dentro dos glóbulos gasosos de M16. Estas estrelas bebés podem ter estado já na sua fase de colapso, formando-se a partir de material da nebulosa antes da intensa radiação de outras quentes e vizinhas estrelas corroer e esculpir os pilares dramáticos e glóbulos gasosos. Em todo o caso, à medida que as nuvens de poeira são consumidas, as estrelas ainda em formação serão cortadas do seu abastecimento de material estelar. O crescimento posterior e até o desenvolvimento de sistemas planetários será muito provavelmente altamente afectado.

Crédito: Mark McCaughrean e Morten Andersen (AIP), ESO

Fonte:www.ccvalg.pt

DEM L71

Grandes e massivas estrelas acabam as suas furiosas vidas em espectaculares explosões de supernova mas as pequenas e leves estrelas poderão encontrar um destino semelhante. De fato, em vez de simplesmente arrefecerem e lentamente se apagarem, algumas estrelas anãs brancas em sistemas binários pensa-se que acumulem massa suficiente das suas companheiras para se tornarem instáveis, despoletando uma detonação nuclear. A explosão estelar resultante é classificada como uma supernova de Tipo Ia e talvez o melhor exemplo deste acontecimento seja esta nuvem de detritos estelares, DEM L71, na vizinha Grande Nuvem de Magalhães. Esta imagem de cores falsas em raios-X do Observatório Chandra mostra os limites brilhantes da onda de choque e o brilho em raios-X da região interior do gás aquecido. Com base em dados do Chandra, as estimativas da composição e massa total do gás em expansão apontam fortemente para os restos de uma anã branca. A luz da auto-destruição desta pequena estrela deve ter chegado à Terra há alguns milhares de anos atrás.

Fonte:portaldoastronomo

Crédito: J. Hughes, P. Ghavamian and C. Rakowski

 (Rutgers Univ.) et al., CXC, NASA

Makemake - Planeta anão

Makemake, formalmente designado como (136472) Makemake, é o terceiro maior planeta anão do Sistema Solar e um dos dois maiores corpos do cinturão de Kuiper na população dos KBOs clássicos.[nota  Seu diâmetro é de cerca de três-quartos o de Plutão.Não possui satélites conhecidos, o que o torna único entre os corpos maiores do cinturão de Kuiper. Sua superfície é coberta por metano, etano, e possivelmente, nitrogênio, devido à sua baixíssima temperatura média de cerca de 30 K (-243,2 °C). De início conhecido como 2005 FY9 e depois com o código de planeta menor 136472, Makemake foi descoberto em 31 de março de 2005 por uma equipe chefiada por Michael Brown, e anunciado em 29 de julho de 2005. Seu nome deriva da deusa rapanui Makemake. Em 11 de junho de 2008, a União Astronômica Internacional (UAI) incluiu-o em sua lista de candidatos potenciais à classificação de plutoide, uma denominação para planetas anões além da órbita de Netuno que iria colocar Makemake ao lado de Plutão, Haumea e Éris. Makemake foi formalmente
designado um plutoide em julho de 2008.

Descoberta

Makemake foi descoberto em 31 de março de 2005 por um grupo liderado por Michael Brown no Observatório Palomar, e foi anunciado ao público em 29 de julho de 2005. A descoberta de Éris foi publicada no mesmo dia, dois dias depois da descoberta de Haumea.

Apesar de seu brilho relativo (que é de cerca um quinto a mais do que o brilho de Plutão), Makemake foi descoberto bem depois de outros objetos do Cinturão de Kuiper com um brilho menor do que o dele.

Nomeação

A designação provisória 2005 FY9 foi dada a Makemake quando sua descoberta foi publicada. Antes disso, a equipe que o descobriu deu a ele o código "coelho da páscoa", porque sua descoberta foi feita um pouco antes da Páscoa. O nome de Makemake, o criador da humanidade e deus da fertilidade dos rapanui, um povo nativo da Ilha de Páscoa, foi escolhido em parte para preservar a conexão dos objetos com a Páscoa.

Órbita e classificação

Órbitas de Makemake (em azul), Haumea (verde), Plutão (vermelho) e a eclíptica (cinza). O perélio (q) e o afélio (Q) estão marcados juntos com as datas de passagem.

Em 2009, Makemake esteve a uma distância de 52 unidades astronômicas (7,78×109 km) do Sol; quase atingindo seu afélio.Makemake tem uma órbita parecida à de Haumea: altamente inclinada a 29° e uma excentricidade moderada de 0,16. No entanto, a órbita de Makemake é mais afastada do Sol em termos de semi-eixo maior e perélio. O período orbital de Makemake é de aproximadamente 310 anos, mas que os 248 de Plutão e os 283 anos de Haumea. Makemake e Haumea estão longe da eclíptica—suas distâncias angulares são de quase 29°. Makemake chegará em seu afélio em 2033, enquanto Haumea passou de seu afélio em 1992. Makemake é classificado como um objeto clássico do cinturão de Kuiper, o que significa que sua órbita está longe o suficiente de Netuno e que se manteve estável desde o nascimento do sistema solar. Ao contrário de plutinos, que podem cruzar a órbita de Netuno devido a suas ressonância de 2:3 com o planeta, os objetos clássicos têm perélio mais longe do Sol, livres das perturbações de Netuno.

Fonte:Wikipédia, a enciclopédia livre.

Como interagem os buracos negros supermassivos e a matéria escura que os cerca?

Distorção do espaco tempo por um buraco negro supermassivo no centro galáctico. Crédito: Felipe Esquivel Reed

Os astrônomos estimam que cerca de 23% do Universo consiste de uma misteriosa “matéria escura”, um material invisível (pois não interage com a radiação eletromagnética) que só é detectado através de sua influência gravitacional sobre sua vizinhança. Agora, dois astrônomos pertencentes a Universidade Nacional Autônoma do México (UNAM) encontraram uma indicação de como a matéria escura se comporta na vizinhança de buracos negros supermassivos que residem nos núcleos das galáxias. Suas idéias foram publicadas em uma carta na revista Monthly Notices of Royal Astronomical Society. Nos primórdios do Universo, segundo os astrônomos, os aglomerados de matéria escura atraíram o gás cósmico, o qual se fundiu para formar as estrelas, que finalmente formaram as galáxias que vemos hoje.

 Em seus esforços para compreender os mecanismos de formação e evolução galáctica, os astrônomos têm passado um bom tempo tentando simular o processo de aglutinação da matéria escura nesses objetos. Os pesquisadores modelaram o modo como a matéria escura tem sido absorvida pelos buracos negros supermassivos e constatou que a taxa em que isso acontece é extremamente sensível à quantidade de matéria escura encontrada nas proximidades do buraco negro. Se esta concentração for acima da densidade crítica de 7 vezes a massa do Sol espalhada ao longo de cada ano-luz cúbico no espaço, a massa do buraco negro iria aumentar tão rapidamente que englobaria, portanto, uma tal quantidade de matéria escura, que em breve toda a galáxia estaria alterada de forma irreconhecível. Dr. Harris explica: “Ao longo de bilhões de anos, desde que se formaram as galáxias, tal absorção descontrolada da matéria escura em buracos negros deveria ter alterado a população de galáxias de forma diversa do que observamos hoje.”

Seu trabalho sugere, portanto, que a densidade de matéria escura no centro das galáxias tende a apresentar um valor constante. Comparando-se as suas observações com as previsões que os modelos atuais da evolução do Universo estabelecem, Hernandez e Lee concluíram que é provável que seja necessário alterar algumas das pressuposições as quais suportam esses modelos. Assim, a matéria escura pode estar se comportando de uma maneira distinta do modo estimado pelos cientistas. Os astrônomos na UNAM, Dr. Xavier Hernandez e Dr. William Lee, calcularam como os buracos negros supermassivos que estão no centro das galáxias interagem com a matéria escura. Estes buracos negros possuem entre milhões e bilhões de vezes a massa do Sol e absorvem matéria em um grande ritmo.

Fonte: www.eternosaprendizes.com

Coroa Solar

Coroa solar (também chamada de coroa branca ou coroa de Fraunhoffer) é o envoltório luminoso do Sol constituído de plasma com aproximadamente dois milhões de graus celsius. A elevada temperatura provoca uma reação constante dos átomos que a compõem e que provavelmente produz o vento solar, que é definido como um fluxo contínuo de partículas carregadas ionicamente que influem inclusive no clima terrestre. As partículas Coroa solar podem ser elétrons e prótons além de sub-pAs variações na Coroa Solar devido à rotação do Sol, e das suas atividades magnéticas, fazem o vento solar ficar variável e instável exercendo influência nos gases ao redor da Estrela e Planetas próximos, as manchas solares e o seu ciclo também afetam o seu comportamento e dimensão.artículas ou subatômicas.

Exemplo do efeito do vento solar são as Cauda cometária, que tem sua orientação conduzida pela direção do vento solar que também influi nos campos magnéticos planetários, as magnetosferas, pois defletem as partículas, impedindo-as de chegar às superfícies dos planetas.

Foto onde aparecem A Lua, a Coroa Solar, e mais acima Vênus.

A coroa é a camada mais larga e externa da atmosfera solar, medindo aproximadamente 13.000.000 km a partir da fotosfera, não tem limites definidos, pois varia sua forma e tamanho, esta acompanha o ciclo solar. Tem duas regiões, uma interna, outra externa; a primeira denominada coroa K, é formada por um espectro contínuo com raias brilhantes de emissão; A segunda, chamada de coroa F, apresenta um espectro idêntico ao espectro de Fraunhofer normal.

Foto:Ejeção de gás da Coroa Solar Interna

Fonte:Wikipédia

Arcos magnéticos na coroa do Sol

Esta extraordinária imagem, obtida no ultravioleta extremo, mostra uma região magnética activa, onde plasma quente brilha ao longo de arcos na coroa solar, enquanto a superfície do Sol permanece escura por não emitir nesta banda. Acima da superfície visível do Sol (a fotosfera), encontra-se a cromosfera, uma região com cerca de 2500 km de espessura; depois, ergue-se a coroa solar e a temperatura salta de algumas dezenas de milhar de graus para alguns milhões de graus nas zonas mais exteriores da coroa. Que fonte de energia torna a coroa solar tão quente é um enigma, mas imagens de arcos coronais, obtidas pelo satélite TRACE, revelaram a localização da fonte de energia não-identificada. Ao contrário do que se pensava, a maior parte do aquecimento ocorre bem fundo na coroa, perto da base dos arcos, quando estes emergem da superfície do Sol. Depois, o plasma quente sobe seguindo as linhas do campo magnético, arrefece e cai na superfície solar, com uma velocidade superior a 100 km/s. Aqui vemos um aglomerado de arcos coronais que se estendem por mais de 30 diâmetros da Terra.

Crédito: TRACE (Stanford-Lockheed Institute for Space Research/NASA).

Fonte:portaldoastronomo.org

Cientistas captam rara imagem de coroa solar

Cientistas divulgaram nesta quarta-feira 10/03 uma rara imagem capturada durante um eclipse total do Sol ocorrido em julho de 2009 nas Ilhas Marshall, na Micronésia, no Oceano Pacífico. Na imagem, a radiação da superfície solar aparece como uma densa fumaça formando uma coroa em volta da sombra da Lua, no momento em que esta encobre completamente o Sol. As informações são do Telegraph.

A imagem é resultado de um estudo organizado pela Universidade de Tecnologia de Brno, na República Checa, que monitorou a sombra em volta da Lua para observar as mudanças ocorridas no plasma formado pela radiação. Dez vezes mais denso que o centro do Sol, o material que forma a coroa só produz cerca de um milionésimo da Luz do astro rei, o que significa que só pode ser visto quando é "iluminado" durante um eclipse. A coroa misteriosa, que tem intrigado os cientistas há anos, se estende por mais de um milhão de quilômetros do Sol e é 200 vezes mais quente que a superfície visível da estrela. A fonte de calor da coroa ainda é objeto de debates, mas é provável que seja derivada do campo magnético e de ondas de pressão sonora abaixo do Sol.

Em entrevista concedida ao Telegraph, o professor Miloslav Druckmuller, autor das fotos, afirma que ficou encantado com os resultados. "Mesmo que o motivo para tirar as fotografias tenha sido a ciência, o resultado mostra a enorme beleza da natureza", disse. No próximo eclipse solar, em julho, a equipe focará novamente as suas lentes e olhos para a coroa.

Fonte:Terra

A Nebulosa Crescent

A NGC 6888, também conhecida como a Nebulosa Crescent, é uma bolha cósmica de cerca de 25 anos-luz de diâmetro, que é gerada por ventos estelares emitidos pela sua estrela central.

Este belo retrato da nebulosa foi obtido a partir do telescópio Isaac Newton do Observatório Roque de los Muchachos, nas Ilhas Canárias. Ele combina uma imagem de cores compostas com dados de banda estreita que isolam a luz de átomos de hidrogênio e oxigênio na nebulosa soprado pelo vento estelar. Os átomos de oxigênio produzem a tonalidade azul-esverdeada, que parecem cobrir as dobras e filamentos.

A estrela central da NGC 6888 é classificada como uma estrela Wolf-Rayet (WR 136). Aqui cabe uma explicação: Estrelas Wolf-Rayet são estrelas massivas (cerca de 20 vezes a massa do nosso sol), e muito quentes (algo entre 25 a 50.000 graus Kelvin), com uma elevada taxa de perda de massa.

A estrela está perdendo sua camada externa em um forte vento estelar, ejetando o equivalente à massa do nosso Sol a cada 10.000 anos. As estruturas complexas da nebulosa são provavelmente o resultado dessa interação entre vento forte com material ejetado em uma fase anterior. A queima de combustível da estrela a taxas muito altas e perto do final da sua vida, deve finalmente acabar com uma explosão de uma supernova espetacular. Encontrada na constelação de Cygnus que é rica em nebulosas, a NGC 6888 está a cerca de 5.000 anos-luz de distância da Terra.

A imagem é original é bem grande com uma resolução de 2258 x 1500 24-bit color e deve ficar muito legal como papel de parede.
Fonte:www.interlinks.com.br

A Nebulosa de Carina

Esta massa cósmica de gás e poeira estelar tem quase 2 anos-luz de largura. A estrutura está dentro de uma das maiores regiões formadoras de estrelas da nossa galáxia, a Nebulosa Carina, brilhando no céu, a uma distância de cerca de 7.500 anos-luz.

A massa, de contornos complicados, são moldados pelos ventos e radiação de estrelas massivas jovens e quentes de Carina.O interior da estrutura em si é o lar de uma infinidade de estrelas em processo de formação. A imagem de cima mostra uma visão obtida do que se chama “luz visível” e a imagem ao lado, na mesma região, foi obtida pelo método conhecido por near-infrared.

Repare que, nesta segunda imagem pode-se observar dois jatos de energia explodindo para fora da estrela no centro da imagem, que ficam ocultos na primeira, justamente pela diferença na forma de obtenção da imagem.

Tanto uma quanto outra foram obtidas usando uma câmera (Wide Field Camera 3), instalada recentemente no Telescópio Espacial Hubble.

Fonte:www.interlinks.com.br

G21.5-0.9

A imagem é bonita, mas esta concha cósmica foi produzida por uma violência quase inacreditável - criada quando uma estrela com quase 20 vezes a massa do Sol expeliu as suas camadas exteriores numa espectacular explosão de supernova. À medida que a nuvem de detritos em expansão varria pelo material interestelar dos arredores, as ondas de choque aqueciam o gás, o que fazia a supernova brilhar em raios-X. De facto, é possível que todas as explosões de supernova criem conchas semelhantes, algumas mais brilhantes que outras. Catalogada como G21.5-0.9, este resto de supernova é relativamente ténue, necessitando cerca de 150 horas de dados em raios-X registados pelo Observatório Chandra. G21.5-0.9 situa-se a cerca de 20,000 anos-luz de distância na direcção da constelação de Escudo e mede cerca de 30 anos-luz. Com base no tamanho dos restos, os astrónomos estimam que a luz da explosão original tenha alcançado a Terra há alguns milhares de anos atrás.

Crédito: Heather Matheson & Samar Safi-Harb

(Univ. Manitoba), CXC, NASA

Simeis 147

Créditos da Imagem: Robert Gendler

É fácil perdermo-nos nos intricados filamentos desta detalhada imagem do ténue resto de supernova Simeis 147. Situado na constelação de Touro, cobre quase 3 graus (6 Luas Cheias) no céu, o que corresponde a um diâmetro de 150 anos-luz, a uma distância de 3,000 anos-luz. A imagem a cores inclui uma exposição de oito horas com um filtro H-alpha, transmitindo apenas a luz dos átomos de hidrogénio recombinados na nebulosa em expansão. O resto da supernova tem uma idade aparente de cerca de 100,000 anos - o que quer dizer que a luz da masiva explosão estelar alcançou a Terra há 100,000 anos atrás. A catástrofe cósmica também deixou para trás uma estrela de neutrões ou pulsar, tudo o que resta do núcleo da estrela original.
Fonte:http://apod.nasa.gov 

Estrelas Anãs Castanhas

As anãs castanhas são conhecidas como "estrelas falhadas", pois embora sejam maiores que os planetas gigantes, como é o caso de Júpiter, a sua massa é inferior a 8% da massa do Sol, ou seja, são, tipicamente, cerca de 75 vezes maiores que Júpiter. Não são suficientemente pesadas para produzir no seu interior as reacções nucleares que as fariam brilhar como estrelas.

As anãs castanhas podem ser melhor detectadas se observarmos o céu no infravermelho, porque a sua superfície liberta calor à medida que elas lentamente se contraem. Com uma massa que se estima ser 38 a 70 vezes superior à massa de Júpiter, esta recém identificada anã castanha orbita uma estrela designada por LHS 2397a. O par encontra-se a 46 anos-luz da Terra.
Fonte:Wikpédia