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

James Webb Space Telescope

 O James Webb Space Telescope(JWST) é o sucessor ao telescópio espacial de Hubble, e ele será quase três vezes o tamanho de Hubble. JWST foi projetado trabalhar melhor nos comprimentos de onda infravermelhos. Isto permitirá que estude o universo muito distante, procurando as primeiras estrelas e galáxias que emergeram nunca. O JWST está sendo desenvolvido na parceria com NASA. O James Webb Space Telescope ou JWST é um projeto de uma missão não tripulada da agência espacial estadunidense - NASA, com a finalidade de colocar no espaço um observatório para captar a radiação infravermelha. O telescópio deverá observar a formação das primeiras galaxias e estrelas, estudar a evolução das galáxias, ver a produção dos elementos pelas estrelas e ver os processos de formação das estrelas e dos planetas. O telescópio foi inicialmente denominado de Next Generation Space Telescope ou NGST.

 O termo "Next Generation" é que se pretende que ele venha a substituir o Hubble, pois após o seu lançamento, novas tecnologias foram desenvolvidas, permitindo construir o novo telescópio sob uma nova concepção. Posteriormente o telescópio foi renomeado em 2002, em honra a um antigo administrador da agência espacial estadunidense, James E. Webb, que liderou o programa Apollo, além de uma série de outras importantes missões espaciais.  Este telescópio tem a intenção de substituir parcialmente as funções do telescópio espacial Hubble.

Ele deverá ter um espelho primário muito maior, com um diâmetro de 2,5 vezes maior ou uma área de espelho seis vezes maior, permitindo captar muito mais luz. O telescópio também deverá ter um melhor equipamento para captar a radiação infravermelha. Ele tambem deverá operar bem mais distante da Terra, orbitando no halo que constitue o segundo ponto de Lagrange L2.  30/05/2008 07:29 O telescópio levará cerca de três meses para atingir a sua órbita final. O Ponto de Lagrange L2 está além da órbita da Lua e como não poderá ser atingido pelo ônibus espacial, o telescópio não poderá sofrer manutenção, devendo ter uma pequena vida útil, quando comparado com o telescópio Hubble.

MISSÃO

A missão primária do JWST será a de examinar a radiação infravermelha resultante da grande explosão (Big Bang) e realizar observações sobre a infância do Universo. Para realizar tais estudos com uma sensibilidade sem precedentes, todo o Observatório deverá ser mantido frio, e as grandes fontes de interferência de infravermelho como o Sol, a Terra e a Lua deverão ser bloqueados.  Para conseguir tal feito o JWST deverá levar consigo um grande escudo solar dobrável metalizado, que deverá se abrir no espaço e bloquear todas essas fontes de irradiação de infravermelho. O telescópio vai realizar um órbita seguindo um dos pontos de Lagrange, o Sol e a Terra vão ocupar a mesma posição relativa e isso vai facilitar as observações do telescópio.  Após o seu lançamento que é estimado para acontecer em início de 2013, haverá um período de ajustes de seis meses e após isso, se iniciará o período de observações que deverá durar no mínimo 5 anos, com a possibilidade de a missão vir a ser estendida.

O James Webb

1 - Espelhos

O JWST é equipado com 18 espelhos hexagonais, de berílio, cada um com 1,29 m de diâmetro. O berílio é mais leve, forte e estável que o vidro. O espelho composto deverá ter metade do peso do espelho do Hubble, mas é 2,5 vezes maior. Cada segmento pode ser orientado em 6 direcções diferentes.

 2 - Micro-obturadores
O colector de imagem do JWST tem 62.415 aberturas, cada uma com cerca de 100 x 200 microns de dimensão. Estes poderão captar espetrogramas de 100 galáxias de cada vez. Os obturadores poderão ser abertos independentemente, conforme as galáxias que estejam no campo de visão do JWST.

3 - Dispositivos infra-vermelhos
Existem 4 dispositivos de captação de imagem de muito alta resolução instalados no JWST - semelhantes aos chips das máquinas fotográficas digitais normais. Existe uma camera fotográfica sensível ao espectro próximo do infra-vermelho, um espectrógrafo sensível à mesma gama de comprimentos de onda, uma camera sensível ao meio do espectro infravermelho, e um sensor para orientação de precisão.

4 - Pára-Sol
Destina-se a proteger o JWST da luz e radiação infra-vermelha (calor) do Sol, que invalidaria o trabalho deste telescópio. É composto por 5 camadas de alumínio e silício do tamanho de um court de ténis! São necessárias 5 camadas para proteger o JWST de impactos por micro-meteoritos.

5 - Localização
O JWST ficará localizado num ponto do espaço designado L2 - o ponto Lagrange 2 - onde a gravidade da Terra e do Sol têm a mesma força. Este ponto é a cerca de 1.500.000 kms de distância da Terra. Qualquer missão de serviço, à semelhança das que ocorreram para o Hubble, será impossível com as tecnologias actuais. O JWST estará 5 vezes mais distante da Terra do que a Lua!
Fonte: http://www.wired.com/science/space/magazine/15-08/st_telescope

Nebulosa da tarântula

A Nebulosa da Tarântula (também conhecida como 30 Dourados ou NGC 2070) pertence à Grande Nuvem de Magalhães, localizada na constelação de Peixe-Espada. Ela é a maior nebulosa de emissão que pode-se ver no céu e é também uma das maiores regiões de formação estelar (chamadas de região H II) de que se tem conhecimento. Inicialmente pensou-se que se tratava de uma grande estrela, mas em 1751 Abbe Lacaille identificou-a como uma nebulosa. Essa nebulosa possui uma magnitude aparente de 8. Considerando sua distância aproximada de 160.000 anos-luz, é um objeto extremamente luminoso. Na verdade, é a região estelar conhecida mais ativa no Grupo Local de galáxias (aquelas que não apresentam um movimento de distanciamento da Via Láctea por estarem ligadas entre si por suas forças gravíticas).

Em seu centro, há um enclave extremamente compacto de estrelas jovens e quentes (catalogado como R 136), tendo a maioria delas de 2 a 3 milhões de anos, produz a maior parte da energia que torna a nebulosa visível e contribui para a forma aracnídea dos filamentos dessa nebulosa, por conta do vento emanado das explosões estelares.

Há, na Nebulosa da Tarântula, um outro enclave, mas de estrelas mais velhas (catalogado como Hodge 301). A região do Hodge 301 já teve grande estrelas que explodiram como supernovas, deixando aquele local com sua matéria, dando origem a estruturas e filamentos de gás. Como atualmente no enclave existem três estrelas supergigantes vermelhas, novas explosões podem acontecer nos próximos milhões de anos. A supernova mais próxima já detectada desde a invenção do telescópio, Supernova 1987A, ocorreu nos arredores da Nebulosa da Tarântula.

Creditos Fonte:Wikipédia

Galáxia espiral NGC 2997

A galáxia espiral NGC 2997, na constelação austral da Máquina Pneumática, não se encontra virada de frente para nós, mas calcula-se que esteja inclinada de 45 °. O seu disco é pouco espesso, o núcleo é compacto e brilhante, e, nos braços espirais, regiões escuras de poeira são proeminentes. NGC 2997 afasta-se de nós a cerca de 1100 km/s, o que a coloca, segundo as actuais estimativas de expansão do Universo, aproximadamente a 55 milhões de anos-luz. Calcula-se que a sua massa seja perto de 100 mil milhões de vezes a massa do nosso Sol, ou seja, provavelmente tem menos massa do que a nossa Via Láctea. O núcleo encontra-se rodeado por uma cadeia de nuvens quentes gigantes de hidrogénio ionizado. A excelente resolução angular da imagem permite distinguir regiões individuais de formação de estrelas ao longo dos braços espirais. De particular interesse é a forma peculiar e torcida do longo braço espiral da direita. Crédito: European Southern Observatory (ESO).
Fonte: portaldoastronomo.org  

Cientistas descobrem a origem de explosões cósmicas

Remanescente de supernova: O que sobra após a explosão de uma estrela são nuvens de gases superaquecidos

Os astrônomos finalmente parecem ter descoberto por que as supernovas existem. A maioria dos cientistas acredita que uma supernova do tipo 1 é formada quando uma estrela-branca anã (o resto que sobrou de uma velha estrela) fica instável por exceder o limite de sua massa. A instabilidade pode acontecer pelo choque de duas estrelas-anãs ou por acreção – um processo astronômico no qual a estrela anã traz, com seu campo de gravidade, material de outras estrelas que se depositam nela. Pares de estrelas-anãs são dificilmente encontrados e quando eles se chocam a explosão dura apenas alguns décimos de segundo – por isso supernovas são raras. Agora os cientistas querem descobrir se o choque de duas estrelas anãs é a causa de galáxias em formato espiralado. Saber de que forma as supernovas são criadas pode ajudar os astrônomos a medir distâncias no espaço e a encontrar matéria escura. Usando um telescópio da NASA chamado Chandra, uma equipe de cientistas descobriu que a maior parte das supernovas em nossa galáxia é gerada pelo choque de duas estrelas anãs – se elas se formassem por acreção, as galáxias em geral seriam 50 vezes mais brilhantes do que são atualmente.

Fonte: http://www.hypescience.com/

Supernova tipo Ia

Uma supernova tipo Ia é uma sub-categoria das estrelas variáveis cataclísmicas, resultado de uma violenta explosão de uma estrela anã branca. Uma anã branca é o resíduo de uma estrela que completou o seu ciclo de vida normal e cessou sua fusão nuclear. Entretanto, anãs brancas do tipo comum de carbono-oxigênio são capazes de futuras reações de fusão, que liberam uma grande quantidade de energia se suas temperaturas estiverem altas o suficiente. Fisicamente, as anãs brancas de baixo índice de rotação são limitadas a massas que estão abaixo do limite de Chandrasekhar, de cerca de 1,38 massas solares.Essa é a massa máxima que pode ser suportada pela pressão de degenerescência dos elétrons. Além desse limite, a anã branca entraria em colapso. Se uma anã branca gradualmente acresce da massa de uma companheira binária, acredita-se que seu núcleo atinge a temperatura de ignição da fusão do carbono, uma vez que esta alcança o limite. Se a anã branca fundir-se com outra estrela (um fato muito raro), ela irá momentaneamente ultrapassar o limite e entrar em colapso, mais uma vez elevando sua temperatura anterior ao ponto de ignição de fusão nuclear. Dentro de poucos segundos após o início da fusão nuclear, uma fração substancial de matéria da anã branca sofre uma reação nuclear que libera energia suficiente (1-2 × 1044 joules)para liberar a estrela em uma explosão de supernova. Essa categoria de supernovas produz um consistente pico de luminosidade por causa da massa uniforma das anãs brancas que explodem pelo mecanismo de acresção. A estabilidade desse valor permite que essas explosões sejam usadas como velas padrão para medir a distância de suas galáxias hospedeiras porque a magnitude aparente das supernovas depende sobretudo da distância.

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

O Que é Matéria Escura?

    Essa imagem de um telescópio de raio X mostra que a matéria escura (em azul) forma a maior parte da  massa dessa galáxia

É uma parte do Universo que os astrônomos sabem que existe, mas ainda não sabem exatamente o que seja. É matéria, porque se consegue medir sua existência por meio da força gravitacional que ela exerce. E é escura, porque não emite nenhuma luz. Essa segunda propriedade é justamente o que dificulta seu estudo. Todas as observações de corpos no espaço são feitas a partir da luz ou de outro tipo de radiação eletromagnética emitida ou refletida pelos astros. Como a matéria escura não faz nenhuma dessas coisas, é "invisível".

Ainda assim, sabe-se que ela está lá. Na década de 1930, o astrônomo Fritz Zwicky, um húngaro radicado nos Estados Unidos, calculou a massa de algumas galáxias e percebeu que ela era 400 vezes maior do que sugeriam as estrelas observadas! A diferença está justamente na massa de matéria escura. E quanta diferença! Pelas contas do professor Fritz, você deve ter percebido que ela não é apenas um detalhe na composição do Universo, e, sim, seu principal ingrediente. Hoje em dia, calcula-se que el corresponda a mais ou menos 95% do Universo.  É como se todas as galáxias que conhecemos atualmente fossem apenas alguns pedacinhos de chocolate encravados no grande bolo do Universo.

Existem várias teorias sobre o que seria a tal massa escura. O mais provável é que ela seja feita de partículas subatômicas, menores que nêutrons, prótons e elétrons e ainda indetectáveis pelos atuais instrumentos de medição dos cientistas. Para terminar, vale um esclarecimento: apesar da semelhança no nome, matéria escura não tem nada a ver com buraco negro. "A massa escura é um componente do Universo, sem luz, enquanto o buraco negro é um objeto astrofísico com um campo gravitacional tão forte que não deixa nem mesmoa luz escapar", afirma o astrônomo Enos Picazzio, da Universidade de São Paulo (USP).
Fonte: http://mundoestranho.abril.com.br

S Andromedae

 

S Andromedae (também conhecida como SN 1885A) foi uma supernova que ocorreu na Galáxia de Andrômeda, e que só vista nesta galáxia por astronômos, e a primeira identificada fora da Via Láctea. É também conhecida como a "Supernova de 1885". Ela foi descoberta em 20 de Agosto de 1885 por Ernst Hartwig, trabalhando no Observatório Dorpat (Tartu), na Estônia. Ela atingiu magnitude 6, e depois foi diminuindo para 16, em Fevereiro de 1890. A estrela a ser relatada era avermelhada em cor e muito declinada em brilho, típica de um supernova do tipo Ia. Infelizmente não forma feitas observações espectroscópicas. Em 1988, o astronômo R. A. Fesen e outros, usaram o Teslescópio Mayall, de qutro metors de abertura, e Kitt Peak descobriu o remanescente da explosão. Futuras observações foram feitas pelo Telescópio Espacial Hubble, em 1995.

Fonte:wikipédia

Manchas solares

O Sol não é um corpo rígido. Formado sobretudo por gás hidrogênio na forma de plasma (uma espécie de gás ionizado), o Sol tem uma rotação diferenciada em função da latitude. Uma região equatorial leva cerca de 26 dias para completar uma volta, enquanto próximo aos pólos a rotação pode chegar aos 30 dias.

Provavelmente, está é a principal causas da mancha. A cada rotação a linha do campo magnética do Sol aproxima-se mais das outras, arrastando o plasma. Chegando a um momento em que as linhas se reconectam, com uma liberação de energia. Então, ocorre a expulsão de matéria da fotosfera (a camada visível do Sol) na direção das linhas de campo magnético.As regiões em que os laços magnéticos saem e retornam à fotosfera possuem polaridade magnéticas opostas e nela surgem as manchas solares, com temperatura média de 4,300K (nas regiões ausentes das manchas a temperatura média é 6.000K). Na verdade as manchas não são negras. Elas possuem uma coloração avermelhada, parecendo escuras apenas por causa do contraste com as regiões vizinhas. As manchas solares podem surgir isoladas ou em grupos, quando então o campo magnético associado é bem mais intenso. Os grupos de manchas ressurgem em intervalos de cerca de 11 anos, período conhecido como ciclo solar. O tamanho das manchas varia bastante, sendo geralmente maiores que o nosso planeta. Elas são medidas em termos de milionésimos da área visível do Sol. Uma mancha é considerada grande quando mede entre 300 e 500 milionésimos do disco solar. A maior já registrada foi em 1947, com 6.132 milionésimos, ou quase 1/7 do disco solar.

Creditos:Emiko-KindersAstronomos
Fonte:semanadaastronomia.com

Cinturão de asteróides

A cinturão de asteróides é uma estrada elíptica formada por bilhões de asteróides em volta de um corpo celeste com densidade suficiente para segurá-los nessa órbita. Esses asteróides são corpos celestes rochosos e metálicos que orbitam o sol e podem ser encontrados em várias regiões do sistema solar, mas a maioria se encontra entre a órbita de Marte e de Júpiter.

Os asteróides diferem dos planetas porque são menores, só são considerados planetas os corpos celestes que, além de outras características, têm a órbita livre, ou seja, não possuem outros corpos celestes na mesma órbita (o que no caso de um cinturão com bilhões de asteróides não ocorre).

O cinturão de asteróides se formou, provavelmente da colisão de diversos corpos maiores que, ao colidir, se partiram em diversos pedaços menores ainda na época de formação do sistema solar e continuam colidindo entre si enquanto permanecem no cinturão. Ou ainda, segundo uma outra teoria, teriam se originado do material que sobrou da formação dos outros planetas.

Alguns asteróides podem escapar do cinturão quando atraídos pela gravidade de algum planeta, ou mesmo pela gravidade do sol, se sua órbita sofrer algum tipo de perturbação. Neste caso, ele pode chegar a colidir com este planeta, ou com o sol, ou então ficar em órbita deste, como um satélite. Está é uma das origens, como de algumas luas que orbitam Júpiter visto que ele está mais perto do cinturão de asteróides e tem uma força gravitacional muito grande.

Ceditos:Emiko-KindersAstronomos

Fonte:semanadaastronomia.com

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