Omicron Andromedae

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

Fonte: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Astéroide Vesta

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

Fonte: Wikipédia

M16

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

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

Fonte:www.ccvalg.pt

DEM L71

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

Fonte:portaldoastronomo

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

 (Rutgers Univ.) et al., CXC, NASA

Makemake - Planeta anão

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

Descoberta

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

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

Nomeação

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

Órbita e classificação

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

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

Fonte:Wikipédia, a enciclopédia livre.

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

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

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

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

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

Fonte: www.eternosaprendizes.com

Coroa Solar

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

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

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

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

Foto:Ejeção de gás da Coroa Solar Interna

Fonte:Wikipédia

Arcos magnéticos na coroa do Sol

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

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

Fonte:portaldoastronomo.org

Cientistas captam rara imagem de coroa solar

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

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

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

Fonte:Terra

A Nebulosa Crescent

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

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

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

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

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

A Nebulosa de Carina

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

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

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

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

Fonte:www.interlinks.com.br

G21.5-0.9

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

Crédito: Heather Matheson & Samar Safi-Harb

(Univ. Manitoba), CXC, NASA

Simeis 147

Créditos da Imagem: Robert Gendler

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

Estrelas Anãs Castanhas

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

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

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/