Arquivo para julho \31\UTC 2010

31
jul
10

O Sol em atividade

O Sol tem estado mais ativo recentemente.

Em Novembro, Theo Ramakers fez estas maravilhosas imagens do sol.


Em 12 de Novembro de 2010  aconteceu uma erupção na direção do nosso planeta, veja:

(Clique na imagem se não estiver visualizando movimento)

A imagem registra 3 horas e meia do evento. Crédito NASA/SDO

 

O vídeo abaixo mostra duas manchas solares se fundindo. Esta imagem foi feita em Outubro de 2010 pela SOHO


Vejam esta imagem feita pelo SDO (Solar Dynamics Observatory) em 29 de julho de 2010 e divulgada pela Space Weather. Talvez você tenha que esperar alguns segundos para observar o movimento da imagem. Vale a pena.

Imagem de atividade solar em julho de 2010

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30
jul
10

O que é um pulsar?

Por serem basicamente a mesma coisa, para entendermos o que é um pulsar é preciso primeiro entendermos o que é uma estrela de nêutrons.

ESTRELA DE NÊUTRONS

Estrelas de neutrons se formam quando grandes estrelas esgotam seu combustível e colapsam. É um dos possíveis fins de uma estrela massiva. Para obter uma estrela de nêutrons, é preciso ter estrela que é maior do que cerca de 1,5 massas solares e que tenha menos de 5 vezes a massa do sol. Se você tiver menos de 1,5 massas solares, você não terá o material e a gravidade necessários  para comprimir o objeto suficientemente. Você  terá,então, apenas uma anã branca. Isto é o que vai acontecer com nossos próprio sol um dia.
Se você tiver mais de 5 vezes a massa do Sol, sua estrela é muito massiva e vai acabar como um buraco negro.
Mas se a sua estrela estiver mesmo entre essas massas, acontecerá uma explosão de supernova.Essa explosão ejeta as camadas externas da estrela formando uma linda supernova remanescente e a região central da estrela então se comprime sob a intensa ação da gravidade . Ela se comprime tão intensamente que os prótons e os elétrons dos átomos se combinam formando nêutrons, como se fosse apenas um simples núcleo atômico gigantesco. Forma-se assim uma Estrela de Nêutrons.  Como a estrela ainda tem muito da gravidade, qualquer material adicional que venha a cair na estrela de nêutron é super-acelerado pela gravidade e transformado em material de nêutron idêntico.

Estrela de Nêutrons

http://www.deducoeslogicas.com/fisica/buraco_negro.html

Uma estrela de nêutrons é tão densa que na Terra, uma colher de chá dela pesaria um bilhão de toneladas! Devido ao seu pequeno tamanho e alta densidade, uma estrela de nêutrons possui uma superfície de campo gravitacional de aproximadamente 2 x 1011 vezes o da Terra. As estrelas de nêutrons também podem ter campos magnéticos um milhão de vezes mais forte do que os mais fortes campos magnéticos produzidos na Terra.

Estrelas de Nêutron tem um movimento rotacional, um spinning Elas giram muito rápido, atingindo quase a velocidade da luz. Quando isto ocorre temos um pulsar.

PULSAR

Um pulsar, portanto, nada mais é do que uma estrela de nêutrons em rotação. Por apresentarem este movimento elas parecem “pulsar”,  além disso emitem de seus pólos magnéticos  jatos de partículas que produzem  poderosos feixes de luz.

Os pulsares foram descobertos em meados de 1967 por Jocelyn Bell Burnell como fontes de rádio que piscavam numa freqüência constante.  Hoje em dia é possível observá-los em quase todos os comprimentos de onda.

Assim  como ocorre na Terra, os pólos magnéticos dos pulsares são desalinhados, então os feixes de luz varrem o espaço a seu redor à medida que o pulsar gira, como acontece com o holofote de um farol . Da mesma forma que de um navio no oceano se vê flashes regulares de luz, vemos os pulsares acenderem e apagarem à medida que o feixe de luz varre nosso planeta. Alguns pulsares emitem raios X.

Abaixo vemos a famosa Nebulosa do Caranguejo, num indiscutível exemplo de uma estrela de nêutron formada durante uma explosão de supernova. A supernova foi observada em 1054 D.C. Estas imagens mostram a emissão difusa da Nebulosa do Caranguejo envolvendo o pulsar em estado “on” e “off” representando quando o pólo magnético está e não está na linha de visão a partir da Terra.

Nebulosa do Caranguejo: pulsar OFF

Nebulosa do Caranguejo: pulsar ON

Nebulosa do Caranguejo: pulsar ON

Pulsar detectado pelo Observatório de Raio X Einstein

No vídeo abaixo ouvimos o som do pulsar na nebulosa do caranguejo. É fantástico!

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/pulsars.html

http://an.locaweb.com.br/Webindependente/ciencia/estrelasdeneutrons.htm

http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/heapow/heapow.html

Na imagem acima vemos partículas carregadas aceleradas pelo intenso campo eletromagnético de um pulsar PSR B1509 -58. Esse pulsar, uma estrela de nêutrons girando rapidamente, está localizado perto do ponto branco intenso perto do centro da imagem. Como a estrela de nêutrons gira, ela acelera partículas carregadas para fora no espaço, formando (por alguma razão não totalmente esclarecida)” dedos de vento de pulsar” que se alongam para a parte superior da imagem. Nas pontas dos dedos encontra-se uma nuvem de emissão de Raios X chamado RCW 89, alimentada  pela energia transferida do vento do pulsar. Além da Nebulosa do Caranguejo, PSR B1509-58 é um dos melhores exemplos que os astrônomos já obtiveram da interação entre essas nebulosas pulsar do vento e do ambiente estelar.
(Publicado em: 26 de julho de 2010)

27
jul
10

IO

Como prometido, um post sobre IO. Acredite: Este tópico é QUENTE!!!!!!

Este post é especialmente dedicado a Mariana Mazzi

fonte: Observatório Nacional, cosmobrain.com, solarviews.com

http://www.thelivingmoon.com/43ancients/04images/Moon8/IO/galileo_io_L.jpg

Io é o satélite galileano mais próximo de Júpiter, o terceiro maior em tamanho com um diâmetro de 3642 Km, sendo assim um pouco maior que nossa lua.

Io é um satélite surpreendente por vários fatores, entre eles o fato de ter uma superfície muito diferente das demais já encontradas no sistema solar, com pouquíssimas crateras de impacto,o que demonstra que é um objeto novo em termos astronômicos, devendo contar com menos de um milhão de anos de existência.

Io é o mais vulcânico e geologicamente ativo dos corpos de nosso sistema solar com fluxos e lagos de lava, caldeiras gigantes e mais de400 vulcões ativos cobrindo sua superfície . Seus geysers vulcânicos expelem nuvens sulfurosas para mais de 500 quilômetros de altura. Suas montanhas são muito mais altas que as da Terra, atingindo alturas de 16 quilômetros (52.000 pés).
Essa grande atividade vulcânica é resultado da interação de maré que ocorre entre Io, Júpiter e as demais luas galileanas. Assim como a nossa Lua em relação à Terra, Io está sempre com o mesmo hemisfério voltado para Júpiter. Isto, por si só, não causaria problemas maiores mas, ao mesmo tempo que isto acontece, os satélites Europa e Ganimedes exercem forças de maré sobre Io. Como conseqüência disto o satélite Io oscila um pouco. Esta oscilação faz com que Io seja esticado e torcido, mudando a sua forma em quase 100 metros. É como se assistissemos marés de 100 metros em Io.

A conseqüência dessas tensões aplicadas à estrutura interna do satélite Io é a geração de muito calor em seu interior, produzindo toda a atividade vulcânica nele observada e lhe conferindo grandes alterações na superfície, bem como uma coloração muito característica em vários tons de vermelho, amarelo, branco, preto e verde.

Momento de uma erupção em Io fotografada pela Voyager

http://www.thelivingmoon.com/43ancients/04images/Moon8/IO/galileo_io_L.jpg

Outro fato interessante em relação a Io é que devido à sua interação com o intenso campo magnético de Júpiter, ele possui auroras. Veja na foto abaixo:

Aurora em Io

http://apod.nasa.gov/apod/image/9810/ioaurora_gal.jpg

No vídeo abaixo, belas imagens de IO.

23
jul
10

Detectado Quasar que atua como lente gravitacional

http://www.estadao.com.br/noticias/vidae,descoberto-quasar-que-atua-como-lente-de-aumento-no-espaco,582186,0.htm
http://www.universetoday.com/2010/07/21/first-quasar-gravitational-lens-discovered-wvideo/

Astrônomos do Instituto de Tecnologia da Califórnia, o Caltech, e da Escola Politécnica Federal de Lausanne, na Suíça, descobriram o primeiro caso de uma galáxia distante cuja imagem é ampliada pela gravidade de um quasar, que atua como uma lente.

Lentes Gravitacionais é um fenômeno previsto na Teoria da Relatividade Geral de  Einstein. De acordo com essa teoria, se uma grande massa, como uma galáxia, é posicionada na linha de visão entre a Terra e um outro objeto luminoso mais distante, parte da luz vinda dessa fonte vai se desviar. Por causa disso, um observador na Terra verá duas ou mais imagens do objeto de fundo, agora amplificado. Esse fenômeno já foi observado inúmeras vezes, produzindo imagens fantásticas de anéis, arcos e cruzes compostas de galáxias massivas a muitos anos-luz de distância, como na imagem abaixo:

Crédito: W.N. Colley, E. Turner (Princeton University), J.A. Tyson (Bell Labs, Lucent Technologies) & NASA. Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).

Pela primeira vez um quasar (quasi-stellar object) mostrou a lente gravitacional de uma galáxia atrás dele, embora o oposto já tenha sido detectado várias vezes. Veja:

Acima em primeiro plano o quasar, abaixo as imagens ampliadas da Galáxia de fundo

crédito da imagem: Courbin, Meylan, Djorgovski, et al., EPFL/Caltech/WMKO

Acredita-se que os quasares, objetos muito distantes e incrívelmente energéticos, são o resultado  de um buraco negro super massivo no centro de uma galáxia tentando engolir toda a matéria que o circunda. Como a matéria se compacta  quando se aproxima do buraco negro, ela aquece devido ao atrito e começa a emitir luz no espectro eletromagnético. A luz de um quasar pode ofuscar uma galáxia inteira de estrelas, o que torna difícil distinguir a luz de uma galáxia de fundo do brilho intenso do quasar em si.

É meio como olhar para os faróis de um carro e tentar discernir a cor das bordas”, disse Frédéric Courbin, de Lausanne, o principal autor do trabalho.

O que é significativo sobre nessa descoberta – além da novidade de um quasar agindo como uma lente – é que irá permitir aos pesquisadores refinar sua compreensão dos quasares. Quando a luz é dobrada em torno de um objeto, ele se curva por causa da gravidade, e a gravidade é o resultado de massa. Então, algo que é muito grande irá funcionar como uma lente mais potente do que algo que é pequeno, e  a massa do objeto que estiver fazendo todo o trabalho de aumento – neste caso, o quasar em primeiro plano – pode ser determinada.

22
jul
10

Maior Estrela já encontrada

Bomba! Esta semana o meio astronômico foi sacudido com o anúncio da descoberta da maior estrela já detectada, principalmente porque sua massa é muito superior ao que se julgava ser a massa máxima que uma estrela pudesse atingir. Várias perguntas surgem e provocarão intensa pesquisa nesta fascinante e interminável jornada em busca da solução dos mistérios do Universo. Como disse minha heroína Caroline Herschel: “Há mistérios, minha irmã e eles precisam ser revelados”.

Abaixo fiz uma adaptação da nota oficial lançada no dia 21 de julho de 2010 sobre a descoberta pela ESO (European Southern Observatory)

Descoberta Estrela com 300 Massas Solares

http://www.eso.org 21 Julho 2010

Combinando instrumentos do Very Large Telescope do ESO, os astrônomos descobriram as estrelas de maior massa conhecidas até agora, uma delas com mais de 300 vezes a massa do Sol na época do seu nascimento, ou seja, com duas vezes mais massa que o atual limite  aceito de 150 massas solares. A existência dessas estrelas – milhões de vezes mais luminosas que o Sol, e que perdem massa por meio de poderosos ventos estelares nos leva a pensar em qual é a maior masssa que  uma estrela pode ter.

Uma equipe de astrônomos liderada por Paul Crowther, Professor de Astrofísica na Universidade de Sheffield, utilizou o Very Large Telescope do ESO  para estudar detalhadamente dois aglomerados estelares jovens, NGC 3603 e RMC 136a. NGC 3603 é uma fábrica cósmica, onde estrelas se formam freneticamente a partir das extensas nuvens de gás e poeira da nebulosa, situada a cerca de 22 000 anos-luz de distância.  RMC 136a (mais conhecido por R136) é outro enxame estelar composto por estrelas jovens, quentes e de grande massa, que se situa no interior da Nebulosa da Tarântula, numa das nossas galáxias vizinhas, a Grande Nuvem de Magalhães, a cerca de 165 000 anos-luz de distância . A equipe encontrou várias estrelas com temperaturas de superfície de mais de 40 000 graus, ou seja, mais de sete vezes mais quentes que o nosso Sol, algumas dezenas de vezes maiores e vários milhões de vezes mais brilhantes. Comparações com modelos estelares levam à conclusão de que várias destas estrelas nasceram com massas superiores a 150 massas solares. A estrela R136a1, encontrada no enxame R136, é a estrela de maior massa conhecida até agora, com uma massa atual de cerca de 265 massas solares e com uma massa de 320 vezes a massa do Sol na época de seu nascimento.

Estrelas de grande massa produzem ventos muito poderosos. “Contrariamente aos humanos, estas estrelas nascem muito pesadas e vão perdendo peso à medida que envelhecem,” diz Paul Crowther. “Com um pouco mais de um milhão de anos, a estrela mais extrema, R136a1, encontra-se já na “meia-idade” e submeteu-se a um intenso programa de perda de peso, tendo já perdido um quinto da sua massa inicial durante este tempo, o que corresponde a mais de cinquenta massas solares.”

Estas estrelas super-pesadas são extremamente raras, formando-se apenas no interior dos aglomerados estelares mais densos. Distinguir estrelas individuais – o que foi agora conseguido pela primeira vez – requer um poder resolvente extraordinário por parte dos instrumentos infravermelhos.

A equipe também estimou  a massa máxima possível das estrelas pertencentes a estes aglomeradoss e o número relativo de estrelas de maior massa. “ As estrelas mais pequenas têm um limite inferior para a massa de aproximadamente oitenta vezes a massa de Júpiter, limite abaixo do qual se tornam “estrelas falhadas” ou anãs marrons,” diz o membro da equipa Olivier Schnurr do Astrophysikalisches Institut Potsdam. “Os nossos novos resultados apoiam a ideia anterior de que também existe um limite superior para a massa das estrelas, embora os resultados subam este limite de um fator dois, para cerca de 300 massas solares.”

Compreender a formação de estrelas de grande massa é, já em si, bastante complexo, devido à suas vidas muito curtas e ventos poderosos, no entanto a identificação de casos tão extremos como a R136a1 complica ainda mais o já elevado desafio posto às teorias. “Ou estas estrelas se formaram já muito grandes ou então estrelas mais pequenas fundiram-se entre si para as produzirem,” explica Crowther.

Estrelas com massas compreendidas entre 8 e 150 massas solares explodem no final das suas curtas vidas sob a forma de supernovas, das quais restam objetos exóticos, tais como estrelas de neutrons ou buracos negros. Tendo agora estabelecido a existência de estrelas com massas compreendidas entre 150 e 300 massas solares, os astrônomos levantam a hipótese da existência de objetos excepcionalmente brilhantes,  “supernovas instáveis”, que explodem completamente sem deixar restos de espécie alguma e que libertam até cerca de dez massas solares de ferro para o meio interestelar. Alguns candidatos a tais explosões foram já propostos há alguns anos atrás.

A R136a1 não é apenas a estrela de maior massa alguma vez encontrada, mas é também a que apresenta maior luminosidade, sendo cerca de 10 milhões de vezes mais brilhante que o Sol.


19
jul
10

O que é uma Anã Marrom?

fonte: http://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/questions/question62.html; http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/browndwarf.html


Para entender o que é uma anã marrom, é preciso entender a diferença entre uma estrela e um planeta. Não é fácil diferenciar uma estrela de um planeta quando se olha para o céu. No entanto, os dois tipos de objetos são muito diferentes para um astrônomo com um telescópio ou espectroscópio. Os planetas brilham por luz refletida, as estrelas brilham por produzir sua própria luz. Então, o que faz com que alguns objetos  brilhem por conta própria e outros objetos apenas reflitam a luz de algum outro corpo celeste? Essa é a diferença importante a entender – e isso nos permitirá compreender as anãs marrons também.

Como uma estrela se forma de uma nuvem de contratação de gás, a temperatura no seu centro se torna tão grande que o hidrogênio começa a se fundir em hélio, liberando uma enorme quantidade de energia que faz com que a estrela comece a brilhar por si mesma. Um planeta se forma a partir de partículas de poeira que sobraram da formação de uma estrela.Estas partículas colidem e se unem, mas nunca alcançam temperatura suficiente para fundir as partículas e liberarem energia. Em outras palavras, um planeta não é quente o bastante ou forte o suficiente para produzir sua própria luz.

Crédito: Gemini Observatory

Anãs marrons são objetos que têm um tamanho entre o de um planeta gigante, como Júpiter e de uma pequena estrela. Na verdade, a maioria dos astrônomos classificará qualquer objeto  entre 15 e 75 vezes a massa de Júpiter como uma anã marrom. Estando nessa variação de massa, o objeto não seria capaz de sustentar a fusão do hidrogênio como uma estrela regular, por isso, muitos cientistas chamam as anãs marrons de “estrelas fracassadas“.
Por causa dessa característica são vistas como o “elo perdido” entre planetas gigantes gasosos e estrelas. Proposta inicialmente na década de 1960, a anã marrom permaneceu anos como uma hipótese, até que em 1995 evidências fortíssimas definitivamente comprovaram sua existência.

Crédito: Chandra/Nasa

As anãs marrons apresentam uma luminosidade muito fraca e avermelhada e não marrom como o nome pode erroneamente sugerir. Por causa dessa fraca luminosidade, sua luz se situa na faixa do infravermelho próximo do espectro.

Alcançam temperaturas de aproximadamente 1000 a 3400 K. São encontradas em sua maioria em sistemas binários, orbitando estrelas de massa baixa. Em alguns casos o sistema binário em si pode ser composto duas anãs marrons que compartilham um baricentro; ou ainda podem ser encontradas como objetos solitários.

Para maiores informações vá aos posts “Formação planetária no sistema Solar” e ao post ” Estrelas

17
jul
10

Henrietta Leavitt

Julho é o mês de nascimento de Henrietta Leavitt, um grande nome da Astronomia.

Para muitos ela é a heroína que Caroline Hershel representa para mim. Realmente, a relevância de seu trabalho é enorme por ter aberto portas para importantíssimas descobertas sobre nosso Universo. Obstinada, dedicada e extremamente habilidosa- esta era Henrietta Leavitt – cuja biografia adaptei resumidamente a seguir.

Este post é especialmente dedicado a Francisco Conte e Márcio Ribeiro.

Henrietta Leavitt

Henrietta Swan Leavitt nasceu em 4 de Julho de 1868 em Lancaster, Massachussets  e sempre se interessou por ciência. Ela  inventou uma das normas mais importantes no estudo do espaço: a regra que permite que astrônomos possam medir distâncias da Terra para várias estrelas.


Ainda criança, sua família se mudou para Cleveland, Ohio. Leavitt ingressou no Oberlin College e em 1892 formou-se na Sociedade de Instrução Colegiada para as Mulheres, agora conhecido como Radcliffe College. Ela viajou pela América e pela Europa período durante o qual perdeu a audição. Três anos após a graduação, tornou-se um assistente de pesquisa voluntária no Harvard College Observatory chefiado por Edward Charles Pickering (1846-1919),entrando para o grupo de mulheres que ficou conhecido como” Harvard Computers” (Computadores de Harvard) ou “Pickering’s Harem” (O hárem de Pickering)

OS Computadores de Harvard

Por ser mulher, Leavitt não foi levada muito a sério por Pickering na época o maior especialista do mundo em fotometria fotográfica (determinação da magnitude de uma estrela a partir de sua imagem fotográfica). Ele atribuiu a ela a tarefa tediosa da catalogação de estrelas variáveis, cujo brilho parece aumentar e diminuir em padrões previsíveis.

Ao examinar as Nuvens de Magalhães ( galáxias vizinhas da Via Láctea), Leavitt descobriu 1.777 estrelas variáveis novas. Mais importante ainda, em 1912, comparando fotografias diferentes da mesma estrela variável, Leavitt descobriu que as estrelas do tipo “Cefeidas” tem períodos do ciclo de seu brilho inversamente proporcional à sua magnitude. Ou seja, quanto mais forte o brilho da estrela, mais lento é seu ciclo.

Leavitt percebeu que os ciclos das estrelas variáveis não devem depender de sua luminosidade aparente, mas de sua luminosidade intrínseca.

Então, ela construiu uma relação período-luminosidade que se aplica a todas as cefeidas. Esta relação permitiu aos astrônomos medirem a distância da Terra a qualquer estrela cefeida visível no universo.

Gráfico feito por Henrietta Leavitt em 1912

Pickering não permitiu que Leavitt desse seguimento a sua descoberta revolucionária, e continuou a tratá-la como uma mera assistente de laboratório.

Os resultados de Leavitt foram usados por cientistas como Ejnar Hertzsprung para medir distâncias de estrelas, Harlow Shapeley, para medir o tamanho da Via Láctea e Edwin Hubble para determinar a idade do Universo e contribuíram significantemente para o desenvolvimento da Astrofísica e da Cosmologia permitindo o mapeamento do universo, bem como a descoberta de que ele está em expansão, o que fez dela uma lenda na história da astronomia.

Leavitt morreu em 21 de dezembro de 1921 de cancer. Durante sua vida descobriu mais de 1.200 estrelas variáveis , metade de todas conhecidas até sua morte. Não há como saber que outras contribuições teria feito à Astronomia se não tivesse morrido tão cedo.