Cientistas observam produção em massa de estrelas há 10 bi de anos

Um grupo internacional de astrônomos descobriu uma galáxia que há 10 bilhões de anos produzia estrelas numa velocidade cem vezes mais rápida do que a da Via Láctea atualmente. Segundo os pesquisadores liderados pela Universidade de Durham, no Reino Unido, a galáxia conhecida como SMM J2135-0102 produzia aproximadamente 250 sóis por ano. "Essa galáxia é como um adolescente passando por um estirão [período de crescimento rápido]", comparou Mark Swinbank, autor do estudo e membro do Instituto de Cosmologia Computacional da universidade britânica.

A pesquisa, publicada no site da revista científica "Nature", revelou que quatro regiões da galáxia SMM J2135-0102 eram cem vezes mais brilhantes do que atuais áreas formadoras de estrelas da Via Láctea, como a Nebulosa de Órion, indicando uma maior produção de estrelas. Galáxias no início do Universo parecem ter passado por um rápido crescimento e estrelas como o nosso Sol se formavam muito mais rapidamente do que hoje, disse. A mesma equipe já tinha descoberto, em 2009, uma outra galáxia, MS1358arc, que também formava estrelas em uma velocidade maior do que a esperada há 12,5 bilhões de anos.

"Sorte de principiante"

"Nós não entendemos completamente por que as estrelas estavam se formando tão rapidamente, mas nossos estudos sugerem que as estrelas se formavam muito mais eficientemente no início do Universo do que hoje em dia", explicou Swinbank. A galáxia SMM J2135-0102 foi encontrada graças ao telescópio Atacama Pathfinder, no Chile, operado pelo European Southern Observatory. Observações complementares foram feitas com a combinação de lentes naturais gravitacionais de galáxias nos arredores com o poderoso telescópio Submillimeter Array, no Havaí. Por causa de sua enorme distância e do tempo que a luz levou para alcançar a Terra, a galáxia só pode ser observada como era há 10 bilhões de anos-luz, apenas três bilhões de anos após o Big Bang.

Reprodução artística da galáxia que produzia 250 sóis por ano
(Foto: ESO)
Fontes:www1.folha.uol.com.br
BBC-Brasil

Estrela BPM 37093

No ano de 2004, astrônomos anunciaram a descoberta do maior objeto semelhante a um diamante conhecido na galáxia: uma estrela anã branca, distante 50 anos-luz da Terra. Conhecida pelo seu número de catálogo BPM 37093, foi dado à esta anã o apelido de Lucy, em razão da canção dos Beatles "Lucy in the Sky With Diamonds”. Lucy, é remanescente de uma estrela morta na constelação de Centaurus. Foi identificada como um pedaço de carbono cristalizado por seus descobridores do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. A BPM 37093, com uma atmosfera de hidrogênio e uma massa excepcionalmente alta de aproximadamente 1.1 vezes o Sol, possui uma característca vibratória que gera pulsações que ocasionam variações em sua luminosidade. Estima-se que a BPM 37093 seja composta principalmente de carbono e oxigênio, que são criados pela fusão termonuclear de núcleos de hélio.Nos anos 60, foi previsto que quando uma estrela anã branca esfria, o seu material cristaliza-se, a partir do seu centro. A BPM 37093 foi primeiramente observada por ser uma estrela que pulsa em 1992, e em 1995 produziu-se um teste potencial da teoria de cristalização.

 Finalmente, em 2004, Travis Metcalfe e uma equipe de pesquisadores do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics previu, com base nessa observação que aproximadamente 90% da massa da BPM 37093 tinham-se cristalizado, transformando-se assim no maior objeto conhecido com características de um diamante. Outro trabalho, indica uma fração de massa cristalizada entre 32% e 82%. Calculando por alguma dessas estimativas, resultaria em uma massa cristalina com um número total quase inimaginável de mais de 500.000.000.000.000.000.000.000.000 de toneladas

Fonte :www.interlinks.com.br  

Galáxia Espiral ESO 510-13

ESO 510-13 é uma galáxia espiral que é observada de perfil a partir da Terra. Encontra-se a 150 milhões de anos-luz, na constelação da Hidra. O seu plano equatorial, com um diâmetro de cerca de 100 000 anos-luz, está pronunciadamente torcido, indicando que a galáxia provavelmente terá tido, recentemente, um encontro com uma outra galáxia. As forças gravitacionais distorcem as estruturas das galáxias à medida que as estrelas, o gás e a poeira se fundem, num processo que dura milhões de anos. Nas regiões mais externas de ESO 510-13, especialmente do lado direito, destacam-se aglomerados de estrelas jovens azuis, indício de que a colisão das nuvens interestelares e consequente compressão provocaram a formação de novas estrelas.

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

Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).

Instrumento: Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).

Fonte:portaldoastronomo.org

Cometa 73P/Schwassmann-Wachmann

Há mais de três anos que os astrónomos têm vindo a acompanhar a desintegração do cometa 73P/Schwassmann-Wachmann. Numa altura em que ele se prepara para passar mais uma vez junto ao

Sol, o Telescópio Hubble tem captado imagens como estas onde se vê bem o grau de desintegração que o cometa está a sofrer neste momento. Este cometa, agora visível nos nossos céus, embora não a olho nu, passará, no dia 12 de Maio, a uma distância da Terra equivalente a 30 vezes a distância da Terra à Lua. Neste momento já se contam mais de 33 fragmentos do cometa, tendo-se assistido nos últimos dias a uma contínua fragmentação de cada um destes pedaços, como se pode ver pela sequência de imagens apresentada. O cometa tem um período de 5.4 anos, tendo sido descoberto em 1930 por dois astrónomos alemães a quem deve o seu nome.

Crédito: NASA, ESA, H. Weaver (JHU/APL), M. Mutchler and Z. Levay (STScI).

Telescópio: Hubble Space Telescope (HST).

Fonte:portaldoastronomo.org

 

Uma tempestade do tamanho de 3 Terras que já dura 400 anos (e está aquecendo)

Quando se fala em grande mancha vermelha, Júpiter vem à mente na hora. Falar em Júpiter, imediatamente vem à cabeça a grande mancha vermelha. São coisas absolutamente indissociáveis. Essa mancha especial é na verdade uma imensa tempestade na atmosfera de Júpiter, tão grande que nela caberiam 2 ou 3 Terras.

A tempestade já dura pelo menos 400 anos. Foi observada pela primerira vez no século 17. Existe alguma controvérsia de quem teria sido o primeiro a fazê-lo, é difícil acreditar que Galileu, com o seu telescópio rudimentar, tenha conseguido. Robert Hook, físico e astrônomo britânico, foi o primeiro a descrever uma mancha na “superfície” de Júpiter, só que a descrição não corresponde com a posição da grande mancha.

Certeza mesmo, apenas os relatos de Giovanni Cassini, que em 1665 descreveu uma mancha permanente em Júpiter. Cassini também é reconhecido pela descoberta da rotação diferencial de Júpiter, bem como da faixa escura no sistema de anéis de Saturno que recebe o seu nome.

De todo modo, essa tempestade tem, por baixo, uns 400 anos de idade, e não parece perder força ano após ano. Só de observações contínuas já são quase 200 anos.

Agora, o que se descobriu é que ela está sofrendo um aquecimento. Imagens de dois dos melhores telescópios do mundo, o europeu VLT e o Gemini (operado por um consórcio internacional que envolve o Brasil), mostram que a mancha se aqueceu. O miolo alaranjado do meio da mancha oval na parte direita da imagem está entre 3 e 4 graus mais quente que o seu entorno.

Uau! Quatro graus mais quente, quanta diferença!

Mas só isso faz toda a diferença quando o sistema é fortemente dependente da temperatura. Somente esses 4 graus foram suficientes para reverter a rotação das nuvens nesse miolo alaranjado, de anti-horária para horária. Em imagens no infravermelho, como a parte da direita da foto, a mancha ficou também mais brilhante, em decorrência do aquecimento.

Leigh Fletcher, um dos autores da descoberta, afirma que pela primeira vez ficou evidente a ligação entre as condições ambientais, tais como temperatura, ventos e pressão, com a cor da grande mancha. A cor das nuvens que compõem a mancha é determinada pela sua composição química. Ainda que ninguém saiba ao certo como as nuvens de diferentes composições se alternam nesse ambiente turbulento, ao menos agora já se sabe como a temperatura pode alterar esse regime de ventos.

Creditos:Cássio Barbosa

Fonte:G1

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)

Nebulosa de reflexão IC 349

Esta imagem revela uma nuvem de gás interestelar a ser destruída pela passagem, na sua proximidade, de uma das estrelas mais brilhantes do conhecido aglomerado estelar das Plêiades. A imagem revela a luz que é reflectida pelas paredes exteriores da nuvem de gás e poeira ao ser iluminada pela estrela vizinha. Esta nebulosa foi descoberta pelo astrónomo norte-americano E. E. Barnard, em 1890, quando reparou numa nebulosidade muito próxima, a apenas 0.06 anos-luz (cerca de 3500 vezes a distância Terra-Sol), da estrela Mérope do aglomerado das Plêiades, que quase aparece no canto superior direito da imagem. As linhas paralelas que parecem ligar a nebulosa e a estrela Mérope são produzidas pela pressão da radiação da estrela cujo efeito é o de desacelerar as partículas de poeira da nebulosa, enquanto esta se aproxima da estrela a uma velocidade relativa de cerca de 11 km/s. Dado que as partículas de poeira mais leves sofrem maior desaceleração que os grãos mais pesados, estas linhas são, na verdade, torrentes das partículas de poeira maiores e mais pesadas em direcção à estrela.

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

Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).

Instrumento: Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).

Fonte:portaldoastronomo.org

M 57 - Nebulosa do Anel

Localizada na constelação da Lira, a Nebulosa do Anel (M 57 ou NGC 6720) é o exemplo mais conhecido de uma nebulosa planetária. Encontra-se a 2 000 anos-luz da Terra e a sua extensão é de aproximadamente 1 ano-luz. No seu centro, encontra-se o que resta de uma estrela que, em fase final da sua vida, ejectou as suas camadas mais externas para o espaço. Esta imagem revela que aquilo que parece ser um anel em forma de elipse é, afinal, um cilindro de gás visto quase de frente. Estas formas alongadas são comuns em nebulosas planetárias, pois discos espessos de gás e poeira formam uma cintura à volta da estrela moribunda, travando a expansão, nessa direcção, do material ejectado. O caminho mais fácil para o material escapar para o espaço é por cima ou por baixo da estrela. Na imagem, destacam-se ainda numerosas nuvens escuras de poeira, em forma de dedos, que se formaram na periferia da nebulosa. A maioria destas nuvens aponta para fora da nebulosa, para longe da estrela central, devido à pressão da radiação e ao gás ejectado da estrela.

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

Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).

Instrumento: Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).

Fonte:portaldoastronomo.or

Nebulosa planetária NGC 7662

Daqui a cerca de 5 mil milhões de anos, o Sol poderá ter este aspecto. De fato, quando nessa altura a nossa estrela tiver esgotado o seu "combustível" nuclear e começar a espalhar as suas camadas gasosas pelo espaço, pode ser que um observador dos céus, algures na imensidão do cosmos, veja a nossa estrela como nós vemos agora a nebulosa planetária NGC 7662, também conhecida por "Bola de Neve Azul". Embora pareça de fato azul, as cores desta imagem não são reais e foram escolhidas para realçar a emissão de alguns elementos que constituem a nebulosa.

Crédito: B. Balick (U. Washington), WFPC2, HST, NASA.

Telescópio: Hubble Space Telescope (HST).

Fonte:www.portaldoastronomo.org

Plano dos anéis de Saturno

Apesar de não parecer, esta é mais uma imagem de Saturno e dos seus famosos anéis. Mas onde é que

estão os anéis? Discretamente, eles surgem na imagem como uma ténue linha no centro da imagem.

No passado mês de Fevereiro, a sonda Cassini cruzou o plano definido por estes anéis, tendo captado esta magnífica e espectacular imagem. Dada a sua pouca espessura, os anéis parecem desaparecer. O plano definido por eles aparece a azul na imagem, enquanto que algumas luas de Saturno aparecem como pequenos pontos nesse plano.

Crédito: Cassini Imaging Team, SSI, JPL, ESA, NASA.

Fonte:www.portaldoastronomo.org

Enxame globular M 80

M 80, também catalogado como NGC 6093, é um dos enxames globulares conhecidos mais densos da nossa Galáxia. A 27 mil anos-luz de nós, na constelação do Escorpião, este aglomerado possui centenas de milhares de estrelas ligadas gravitacionalmente entre si. Os enxames de estrelas são extremamente importantes no estudo da evolução estelar, pois todas as estrelas ter-se-ão formado da mesma nuvem molecular na mesma altura, mas com diferentes massas. Por isso, apesar de todas as estrelas terem a mesma idade, encontram-se em diferentes estágios de evolução consoante a sua massa inicial. A análise desta imagem permitiu identificar um número elevado de estrelas do tipo blue stragglers no centro do enxame, um tipo de estrelas que se acredita resultar da colisão e fusão de duas estrelas. Estas tendem a parecer anormalmente jovens e de massa mais elevada do que as restantes estrelas do enxame. Sabe-se agora que M 80 contém mais do dobro de blue stragglers do que qualquer outro enxame globular observado pelo Hubble.

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

Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).

Instrumento: Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).

Fonte:portaldoastronomo.org

Interação entre galáxias

As estrelas dentro de uma galáxia não colidem porque a distância entre elas é de 100 000 a milhões de vezes maior do que seu o tamanho. No entanto, as distâncias entre as galáxias podem ser da ordem de dezenas de vezes maiores que o tamanho das galaxias, não considerando as galáxias-satélite. A Via Láctea, num raio de 2 vezes o seu tamanho, possui várias pequenas galáxias orbitando em seu torno; duas delas são a Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães, galáxias-satélite que estão em interação com a Galáxia. A galáxia mais próxima de porte aproximado ao da nossa é a Galáxia de Andrômeda, que dista 30 diâmetros da Via Láctea. Galáxias em aglomerados ricos estão ainda mais próximas entre si. Sendo assim, colisões entre galáxias são comuns. Porém as escalas de tempo são muito longas para serem comparadas com o nosso tempo de vida - dezenas de milhões de anos.

Na Imagem:Galáxia NGC 3256, resultado da fusão entre duas outras galáxias.

[Imagem: NASA]

Fonte:www.if.ufrgs.br

A interação entre o par de galáxias Arp 271

O que irá acontecer a estas galáxias? As galáxias espirais NGC 5426 e 5427 estão passando perigosamente próximo uma da outra, mas é provável que sobrevivam à colisão. Frequentemente, quando as galáxias colidem, uma grande galáxia "come" a outra galáxia muito mais pequena. No entanto, neste caso, as duas galáxias são muito semelhantes, cada uma esplêndida espiral com grandes braços e um núcleo compacto. À medida que as galáxias se aproximarem durante as próximas dezenas de milhões de anos, as suas estrelas muito provavelmente não irão colidir, embora novas possam nascer na revolução gasosa provocada pelas forças das marés. Uma inspeção mais detalhada da imagem, tirada pelo telescópio de 8 metros Gemini-Sul no Chile, mostra uma ponte de material momentaneamente ligando as duas gigantes. Conhecidas coletivamente como Arp 271, o par em interação cobre uma área de aproximadamente 130.000 anos-luz e situa-se a 90 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação de Virgem. Possivelmente, a Via Láctea irá também colidir com a nossa vizinha Galáxia de Andrômeda, daqui a alguns milhões de anos.

Fonte:Imagensdouniverso.blogspot.com

Núcleo do Cometa Halley

Em Maio de 1992, a sonda Giotto aproximou-se do cometa Halley e fotografou o seu núcleo. Esta é uma das primeiras imagens obtidas na altura. Nunca antes um cometa tinha sido fotografado com este detalhe. Vêem-se jactos de gás e poeira a serem emanados do núcleo do cometa, sendo ainda possível ver diferenças topográficas significativas na sua superfície. O cometa Halley foi o primeiro cometa periódico a ser identificado. É, ainda nos dias de hoje, o único cometa brilhante cuja órbita é bem conhecida. O seu período é de 76 anos, tendo feito a sua última aproximação à Terra em 1986.

Crédito: European Space Agency (ESA).

Fonte:www.portaldoastronomo.or

Nebulosa NGC 1999

Uma brilhante e poeirenta nebulosa contrasta dramaticamente com uma nebulosa escura nesta imagem do Telescópio Espacial Hubble, registada pouco tempo depois da missão orbital de serviço de Dezembro de 1999. A nebulosa, catalogada como NGC 1999, é uma nebulosa de reflexão, que brilha ao reflectir a luz de uma estrela vizinha. Ao contrário das nebulosas de emissão, cujo brilho avermelhado deriva dos átomos excitados do gás, as nebulosas de reflexão têm um tom azulado pois a poeira interestelar preferencialmente reflecte a luz estelar azul. Embora a nebulosa de reflexão mais famosa seja a que rodeia o enxame estelar aberto das Plêiades, a iluminação estelar de NGC 1999 provém da estrela variável V380 Orionis, vista aqui mesmo para a esquerda do centro. Extendendo-se para a direita do centro, a nebulosa escura é na realidade uma condensação de uma nuvem molecular de gás frio e poeira tão espessa e densa que bloqueia a luz. Da nossa perspectiva situa-se em frente da brilhante nebulosa, tendo como pano de fundo o brilho fantasmagórico da nebulosa. De certo que se irão formar novas estrelas dentro da nuvem escura, chamada glóbulo de Bok, à medida que a sua gravidade continua a comprimir o denso gás e poeira. A nebulosa de reflexão NGC 1999 situa-se a 1,500 anos-luz de distância na direcção da constelação Orionte, a Sul da bem conhecida nebulosa de emissão, M42.

Crédito: Hubble Heritage Team (STScI) e NASA

Fonte:www.ccvalg.pt

Tudo é Poeira

As coloridas nebulosas trazem o nascimento e a morte de todas as estrelas do universo

Nasce um astro

O espaço entre as estrelas não é todo vazio. Ele tem restos de gás e poeira que às vezes formam nuvens gigantescas. São nebulosas como esta, que está dando origem à V380 Orionis, o ponto de luz no centro da imagem, a 14 quatrilhões de quilômetros da Terra. Essa estrela surgiu quando partículas se aglomeraram e depois se uniram pela própria gravidade. Ela agora suga o material em volta.

Encontro cósmico

A região de formação de estrelas mais próxima da Terra é a nebulosa de Orion, também a 14 quatrilhões de quilômetros daqui. Lá os cientistas viram centenas de novos sistemas planetários e nuvens gigantescas em movimento, como a que aparece acima. O semicírculo ao centro é o encontro entre uma dessas massas e partículas que as estrelas liberam em um fenômeno semelhante ao vento que o Sol emite.

Do pó ao pó

As nebulosas podem surgir também de uma estrela em extinção. Em seus últimos estágios, um astro como este à direita aumenta até o ponto em que suas camadas exteriores se desprendem e começam a vagar pelo espaço. A bola de gás que se forma é chamada de "nebulosa planetária". O Sol deverá ter o mesmo fim daqui a 5 bilhões de anos.

Baile no espaço

A borboleta sideral acima, a NGC 2346, é 500 vezes maior que o sistema solar. Ela tem essa forma porque seu centro possui duas estrelas que se orbitam a cada 16 dias. Uma se expandiu e atraiu a outra para perto. O encontro espalhou anéis de gás (em branco) e, depois, bolhas gasosas muito rápidas (que estão em vermelho)

Detalhes elementares

As imagens feitas pelos telescópios são diferentes do que veríamos, se desse para observá-las a olho nu. A foto abaixo, da nebulosa NGC 6369, por exemplo, utilizou filtros que isolaram a luz emitida por cada elemento químico. O oxigênio está em azul, o hidrogênio, em verde e o nitrogênio, em vermelho.

Cortina de fumaça

Acredita-se que a nebulosa do Cone – esse triângulo escuro com mais de 60 trilhões de quilômetros – se forme por causa de nuvens de gás em movimento que se dividem ao encontrar o berçário de estrelas no topo da foto. Ela é tão densa que as estrelas formadas lá dentro só são vistas com telescópios infravermelhos.

Nuvem negra

A temperatura dentro das nebulosas varia bastante. Elas podem chegar a 10 milhões de graus centígrados ou estar a mais de 250 graus abaixo de zero, como é o caso da Barnard 33, a "Cabeça de Cavalo". Por não ter uma estrela que a ilumine, tudo o que podemos ver é uma sombra projetada contra as coloridas massas de gás que aparecem ao fundo.

Mistério espacial

A nebulosa da Formiga intriga os cientistas: como é que uma estrela redonda como o Sol deu origem a nuvens tão curiosas? A razão pode estar na velocidade do gás, viajando a mil quilômetros por segundo, ou no campo magnético do astro, que talvez canalize o material. É também possível que exista uma outra estrela bagunçando a emissão de detritos.

Brilho interior

Esta nebulosa planetária pode parecer quadrada, mas na verdade tem a forma de uma rosquinha. Por causa da posição que ocupa em relação à Terra, só conseguimos vê-la de lado. A velha estrela em seu centro, com a pouca energia que lhe resta, emite raios de luz que retiraram elétrons dos elementos que compõem o círculo e os fazem brilhar.

Creditos:Rafael Kenski

Fonte:Superinteressante

NGC 2841, conhecida como galáxia Olho de Tigre

Cerca de 50 milhões de anos-luz de distância, podemos ver a galáxia espiral NGC 2841 também conhecida como Galáxia Olho de Tigre, que é encontrada exatamente no norte da constelação da Ursa Maior. Essa visão nítida desse belo universo-ilha mostra um núcleo amarelo e um surpreendente disco galáctico com braços espirais bem definidos. Esta galáxia tem um tamanho estimado em 150.000 anos-luz de diâmetro (a Via Láctea mede 100.000). As estrelas brilhando em destaque na imagem como objetos em primeiro plano, fazem parte da Via Láctea e não estão associados com a galáxia NGC 2841.

Fonte:imagensdouniverso.blogspot.com