Arquivo para setembro \28\UTC 2010

28
set
10

Planeta dos Anéis…


À medida que nossos instrumentos se tornam mais potentes com o incrível avanço da tecnologia, mais certezas e mitos sobre a astronomia são derrubados. No entanto, ainda vemos nas escolas , livros didáticos e outros veículos de comunicação informações que precisam ser atualizadas pois já não correspondem à realidade. Então para começar, falemos de anéis.

“Saturno, o planeta dos Anéis”

Saturno é UM planeta com anéis. Em nosso sistema solar existem mais três planetas que apresentam anéis.

Júpiter

Júpiter apresenta 4 anéis fracos. Foi o terceiro sistema de anéis descoberto no Sistema Solar, depois dos anéis de Saturno e de Urano. O sistema joviano de anéís foi observado pela primeira vez pela sonda espacial Voyager em 1979.

Com as informações recolhidas pela sonda irmãVoyager II, que passou pelas proximidades do planeta naquele mesmo ano, foi possível iniciar a determinação da estrutura dos anéis. Em 1995, eles foram estudados de maneira mais aprofundada pela sonda espacial Galileu. Os anéis têm sido observados desde a sua descoberta pelo telescópio espacial Hubble e por telescópios situados na Terra, apesar da dificuldade em observá-los a partir da superfície terrestre, sendo necessário, para isso, recorrer aos maiores telescópios disponíveis.
O sistema joviano de anéis é tênue, formado por quatro partes e consiste principalmente de poeira, resultado do impacto de meteoros em seus satélites.  Veja na ilustração abaixo:

Reprodução artística da NASA dos anéis de Júpiter e os satélites a que estão associados

Crédito: Nasaimages
Abaixo imagem feita pela sonda Galileo durante um eclipse do sol que evidenciou os anéis de Júpiter em 2005.

Netuno

Netuno tem cinco anéis principais descobertos em 1989 pela sonda espacial Voyager 2 que receberam o nome de cientistas importantes no estudo desse planeta: Galle, Le Verrier, Lassel, Arago e Adams. São também tênues, de material bastante escuro e grande quantidade de areia. Abaixo foto de anéis de Netuno

URANO

Os anéis de Urano foram descobertos em 10 de março de 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham, e Douglas J. Mink. Por dados obtidos até 2008 afirma-se que Urano tem 13 anéis. São anéis  finos e estreitos muito escuros compostos de poeira e rochas de aproximadamente 10 metros de diâmetro. Seu anel mais brilhante é chamado de Epsilon.
Sabemos que a órbita de Urano, ao contrário dos demais planetas do sistema solar, é praticamente perpendicular ao seu eixo, isso faz com que os anéis girem em torno dele gerando imagens diferentes das que estamos habituados a ver em planetas como Saturno, por exemplo.

Sequência de fotos dos anéis de Urano

Credito: Keck Observatory

Urano, seus anéis e 7 de seus satélites : Titania, Umbriel, Miranda, Ariel , Oberon, Portia e Puck (estes últimos os menos brilhantes

SATURNO

Bem, se Saturno não é O planeta dos anéis, com certeza é o dono dos mais belos e mais facilmente observáveis de nosso Sistema Solar. Abaixo uma foto de seus anéis, mas há um post especialmente dedicado a Saturno neste blog.

Imagem de Saturno e seus anéis produzida em 2010 pela sonda Cassini em infravermelho.

Saturno e seus anéis em infravermelho

Fonte de texto e imagens: NASA

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26
set
10

CALISTO

Missão Cumprida! Este é o último post sobre as luas Galileanas.  Calisto, a mais craterizada superfície do Sistema Solar e suas belas regiões brilhantes.

Calisto é o satélite Galileano mais distante de Júpiter, orbitando o planeta a uma distância de 1 880 000 quilômetros.  Sua órbita é um pouco excêntrica e inclinada. É o terceiro maior satélite do Sistema Solar e dentre as galileanas só perde para Ganimedes, tendo tamanho próximo ao do planeta Mercúrio.

A superfície de Calisto é a mais antiga e a mais cheia de crateras do Sistema Solar. A geologia  é relativamente simples; em Calisto, não há grandes montanhas, vulcões ou outras características tectônicas.  A superfície de Calisto pode ser dividida em várias partes geológicas diferentes: planícies de crateras, planícies claras, planícies brilhantes e escuras, e várias unidades associadas a estruturas de múltiplos anéis e crateras de impacto. As planícies de crateras são a maior parte da superfície, e representam a antiga litosfera, uma mistura de gelo e material rochoso. As planícies claras incluem crateras de impacto brilhantes como a Burrr e a Lofn, assim como os restos de crateras apagadas chamadas de palimpsestos, a partes central de estruturas de anéis concêntricos múltiplos, e partes isoladas nas planícies de crateras.Essas planícies claras podem ser depósitos de crateras de gelo. As planícies brilhantes e lisas constituem uma fração pequena da superfície de Calisto e são achadas em zonas próximas às crateras Valhalla Asgard e em zonas isoladas nas planícies de crateras. Imagens da sonda Galileu mostraram que as planícies brilhantes e lisas estão relacionadas a um terreno muito fraturado e áspero e não apresenta nenhum sinal de desgaste.As imagens da Galileu também revelaram áreas pequenas, escuras e lisas que cobriam uma área de 10 000 km2, que parecem cercar o terreno próximo. Elas são possíveis depósitos de criovulcões. As planícies claras e as diversas planícies lisas são um pouco mais jovens e têm menos crateras do que as planícies de crateras.

Superfície craterizada de Calisto

O satélite Calisto também possui uma atmosfera muito tênue composta por dióxido de carbono.

A sonda espacial Galileo detectou evidências de que o satélite Calisto possui um campo magnético bem fraco. Isto parece indicar que ele possui algum tipo de fluido condutor sob a sua superfície.

Interior de Calisto

Crédito: NASA

A imagem acima é uma representação artística e mostra um modelo do interior da lua  Calisto. Antes da sonda Galileo, pensava-se que Calisto era uma lua inativa- apenas um monte de rocha e gelo. Dados obtido da sonda Galileo, entretanto, revelaram que surpreendentemente Calisto pode ter um oceano

Abaixo Calisto e Júpiter em foto de Fábio “Plocos” Carvalho.

Júpiter e Calisto

No vídeo abaixo vemos uma simulação da rotação de Calisto.

http://www.solarviews.com/portug/callisto.htm

http://www1.ci.uc.pt/iguc/atlas/15calisto.htm

24
set
10

“Coreshine”: Nova visão sobre o nascimento das estrelas

Frequentemente nos deparamos com descobertas e novidades sobre o processo de formação estelar. Desta vez temos até  a criação de um novo termo. O texto de Nancy Atkinson, postado na Astronomy e traduzido abaixo foi adaptado. O original está no link abaixo:

http://www.universetoday.com/74282/new-astronomical-phenomenon-coreshine-provides-insight-into-stellar-births/

A animação acima mostra a nuvem molecular L 183 como observada por dois telescópios: o SPITZER Space Telescope em infra-vermelho médio (comprimento de onda: 3.6 micrometros) e o Canada France Hawaii Telescope em infravermelho próximo (comprimento de onda: 0.9 micrometros). No infravermelho próximo (mostrado em azul, cor falsa), há uma “brilho na nuvem” propagando a luz de grãos de poeira menores nas regiões mais externas da nuvem. A imagem em infravermelho médio (em amarelo, cor falsa):  mostra o “coreshine – brilho nuclear” recentemente descoberto: luz propagada por grãos de poeira maiores provenientes das regiões mais densas no núcleo da nuvem.

Image: MPIA, J. Steinacker et al.

From the Max Planck Institut für Astronomie:

A ciência está literalmente no escuro quando se fala no nascimento de estrelas, processo que ocorre no interior das nuvens de gás e poeira. Essas nuvens são completamente opacas à luz comum. Agora, um grupo de astrônomos descobriu um novo fenômeno que parece ser comum nessas nuvens e promete abrir uma nova janela para o entendimento das fases iniciais da formação estelar. O fenômeno – luz propagada por grãos supreendentemente grandes de poeira, foi chamado pelos astrônomos  de “coreshine” (núcleo brilhante) . Os resultados foram  publicados na edição do dia 24 de setembro da  Science.

Estrelas se formam quando núcleos densos de gás e poeira das nuvens cósmicas colapsam sob sua própria gravidade. Como resultado, a matéria nessas regiões se torna ainda mais densa e quente até que uma dá início a uma fusão nuclear. Uma estrela então nasce. É assim que nossa própria estrela, o Sol, surgiu.; Os processos de fusão são responsáveis pela luz do sol, da qual a vida na Terra depende. Os grãos de poeira contidos nas nuvens em colapso são matérias prima da qual um interessante produto é formado:Sistemas Solares e planetas similares à Terra.

O que acontece durante as fases iniciais desse colapso é em grande parte desconhecido. O novo fenômeno descoberto pela equipe liderada por Laurent Pagani (LERMA, Observatoire de Paris)e Jürgen Steinacker (Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg, Germany),  promote fornecer informaçoes sobre a fase crucial do início da formação de  estrelas e planetas: “coreshine”é a luz propagada no infravermelho médio- (presente em toda a nossa galáxia) pelos grãos de poeira dentro dessas nuvens densas.  Essa luz propagada carrega informações sobre o tamanho e a densidade das poeiras de partículas – que possuem aproximadamente a mesma idade da região nuclear- a distribuição espacial do gás, a pré-história do material que acabará por formar planetas e sobre os processos químicos no interior da nuvem.

A nuvem molecular CB 244 na constelação de Cepheus, a 650 anos luz da Terra

Credit: MPIA

A descoberta baseia-se nas observações feitas com o NASA’s SPITZER Space Telescope. Segundo artigo publicado por, Steinacker, Pagani e colegas do Grenoble e Pasadena que detectaram uma inesperada radiação em infravermelho médio vinda da nuvem molecular L183 na constelação Serpens Cauda (Cauda da Serpente), a uma distância de 360 anos luz .  A radiação parece se originar no núcleo denso da nuvem. Comparando as medidas com simulações detalhadas, astrônomos foram capazes de demonstrar que estavam lidando com luz propaganda por partículas de poeira com diâmetros de aproximadamente 1 micrômetro (um milionésimo de metro). Os pesquisadores examinaram 110 nuvens moleculares a distâncias entre 300 e 1300 anos-luz, que foram observadas pelo Spitzer em diversas outras pesquisas; As análises mostraram que a radiação de L183 era mais do que acaso. Ela revelou que o brilho nuclear é um fenômeno astronômico generalizado: aproximadamente metade dos núcleos das nuvens exibiram brilho e radiação de infravermelho médio associado a propagação vinda de grãos de poeira e regiões mais densas.

Essas primeiras observações desses núcleos indicam resultados promissores: A presença inesperada de grãos de poeira maiores mostram que esses grãos começaram seu crescimento ainda antes que o colapso da nuvem se iniciasse. Uma observação particularmente interessante diz respeito a nuvens na constelação da Vela, onde o fenômeno não ocorre.

Sabe-se que esta região foi perturbada por diversas explosões estelares (supernovas). Steinacker e seus colegas acreditam na hipótese de que estas explosões tenham destruído os grãos de poeira maiores que tenham existido nessa região.

Fonte: Max Planck

17
set
10

Palestra sobre Eta Carinae

Hoje estive presente a uma palestra dada pelo professor Augusto Damineli no IAG – USP sobre minha Diva Eta Carinae. Mais uma vez os presentes puderam constatar que Eta Carinae é uma verdadeira caixa de surpresas. Misteriosa, enigmática, certamente ainda há muito o que pesquisar, estudar e descobrir sobre ela. Que bom!

O mais surpreendente foi descobrir que ela é pode ser considerada , o que professor Augusto chamou de Supernova recorrente”. Mas há mais surpresas… Tentei sintetizar da forma mais didática e simples possível a palestra que trouxe conceitos complexos e profundos de astrofísica.

Eta Carinae é uma fonte inesgotável de surpresas e mistérios. Há tanto o que estudar ou dizer sobre ela que é necessário que se faça um recorte. Na palestra de hoje, professor Daminelli optou por falar sobre Carinae enquanto Supernova por Instabilidade de Pares.

Quando uma estrela é muito massiva como Carina (que possui aproximadamente 120 massas solares) até um limite de 140 massas solares, seu núcleo ao invés de conter Ferro, contém Oxigênio e a alta temperatura que existe em seu núcleo produz fótons tão energéticos que geram uma instabilidade nos pares  e+ / e-´. Formam pósitrons e elétrons. Sabemos que quando essas partículas se chocam aniquilam umas às outras. Essa reação faz com que a estrela colapse , causando a ignição do oxigênio que está em seu núcleo, o que produzirá uma explosão nuclear que consumirá toda a estrela. Assim, quando Eta Carinae explodir a explosão será tão intensa que restará apenas uma sobra gasosa sem massa alguma.

Até há pouco tempo atrás este fenômeno era apenas uma teoria sem comprovação, mas em 2007 foi possível comprovar-se o fato a partir do estudo da Supernova  SN 2007 bi tipo IC.

Eta Carinae tem uma ejeção de nitrogênio/oxigênio maior que a massa do sol. Mesmo assim ela ainda queima hidrogênio por isso a estimativa é de que ainda possa viver mais 500.000 anos.

Embora tenha sido observada desde 1600,seu primeiro espectro foi obtido em 1860, pouco tempo após sua primeira explosão em 1842. Surpreendentemente, apesar da explosão, Eta Carinae permaneceu viva.

Homúnculo

Na imagem acima vemos o homúnculo: Duas grandes conchas de gás e poeira.

O homúnculo tem aproximadamente 12 massas solares, ejetando matéria a uma velocidade de 6.500 km/h

Dentro dele há a estrela e o pequeno homúnculo. O pequeno homúnculo é mais uma erupção em Eta Carinae que ocorreu aproximadamente 50 anos após a primeira.

Pequeno Homúnculo

Na imagem o Pequeno Homúnculo é a região central mais brilhante

fonte:http://www.gemini.edu/node/180

Fortes ventos na região mostram que há a perda de 1 massa solar  a cada 1000 anos e que a perda se dá pelos pólos e não pelo equador como é comum nas demais estrelas.  Isso ocorre devido à altíssima velocidade de rotação no interior da estrela. A velocidade é tão alta que a estrela se “achata” em um disco e a matéria é ejetada pelos pólos.

No vídeo a seguir vemos uma simulação de explosão de hipernova que explica como se dá essa ejeção pelos polos, veja:

Todos esses dados fazem de Eta Carinae uma Supernova Recorrente. Ou seja, ela ejeta matéria periodicamente. Este fenômeno já foi observado em 2006 na Supernova SN2006GY que teve uma erupção dez anos antes e na SN 2006 GC que teve uma erupção 2 anos antes.

O sistema Binário

Eta Carinae, como o professor Damineli provou, possui uma estrela companheira. A estrela principal 1 é uma estrela fria , com temperatura de 15.000K e tem massa equivalente a 90 massas solares . A estrela 2 é quente, sua temperatura é de 37.000K e sua massa é de 30 massas solares. Esse dado é uma estimativa, uma vez que ainda não foi possível determinar a massa exata da estrela menor.

Este é o grande desafio dos pesquisadores no momento.

Algo está acontecendo em Carinae: Os dados obtidos por fotometria e espectrometria mostram que a estrela 1 e 2 não estão sofrendo alterações, mas existem alterações detectadas que não se sabe ainda explicar. A estrela maior parece eclipsada mas ao observar-se em ondas de rádio nota-se que o sistema desaparece por completo o que não caracteriza uma eclipse. Acredita-se que esteja ocorrendo uma ocultação por vento. Mas isso não pode ainda ser afirmado.

Veja a interação entre as estrelas 1 e 2

Interação entre Eta Carinae e sua companheira

fonte:http://etacar.fcaglp.unlp.edu.ar/

A palestra foi encerrada deixando no ar o que ainda viremos a descobrir sobre este enigmático objeto celeste.

Há mais posts em meu blog sobre Eta Carinae e sobre o professor Augusto Damineli

16
set
10

GANIMEDES

Continuando minha série sobre as luas Galileanas, vamos conhecer o maior de todos os satélites do nosso Sistema: Ganimedes.

Ganimedes é a maior lua de Júpiter e de todo o Sistema Solar com um diâmetro de 5,262 km. É maior que Mercúrio e Plutão e é o quarto maior objeto rochoso depois de Marte em nosso Sistema. Comparada às outras galileanas, Ganimedes é a terceira lua em relação à Júpiter. Na sequência teremos IO, Europa, Ganimedes e Calisto

Júpiter e Ganimedes em foto de Fabio Carvalho

Ganimedes  tem uma história geológica peculiar. Sua topografia é bastante exótica:possui montanhas, vales, crateras e rios de lava e caracteriza-se pela mescla de regiões escuras,cheias de crateras como na nossa lua e regiões mais claras, cobertas de sulcos e cadeias de montanhas de origem possivelmente tectônica.

Os diferentes tipos de terreno na superfície de Ganimedes

crédito foto:http://www.lpi.usra.edu/galileoAnniv/

Ganimedes possui um núcleo formado de rocha e gelo e apresenta uma atmosfera tênue composta por oxigênio, parecida com a  atmosfera presente em Europa.

Ganimedes também possui uma magnetosfera, descoberta pela sonda espacial Galileo. Seu campo magnético está imerso no imenso campo magnético de Júpiter.

No vídeo abaixo, com imagens produzidas pelo Hubble vemos Júpiter elipsar Ganimedes numa belíssima imagem.

Fontes: http://www.solarviews.com/portug/ganymede.htm,
http://www.bibliotecapleyades.net/luna/esp_lunassistsolar23.htm
06
set
10

Herchel encontra água em Estrela de Carbono

Este artigo foi publicado pela Universe Today e divulga um estudo sobre a inesperada presença de  vapor d´água em torno de uma estrela de carbono, que são estrelas das classes N-R(gigantes vermelhas em fase de conclusão de ciclo.)

Os estudos são preliminares e ainda precisam de mais testes e confirmação, mas a detecção é muito interessante.

Imagem de CW Leonis feita pelo Telescópio Herschel

Na imagem da estrela de carbono CW Leonis feita pelo Herschel, o arco visível à esquerda da estrela é um arco de choque, no qual o vento solar encontra o meio interestelar. Vapor de água foi descoberto perto da estrela, a temperaturas de até 1000 K.( ESA / PACS / SPIRE / MESS Consórcios)

Há algo estranho acontecendo em torno da estrela gigante vermelha CW Leonis (aka IRC 10216). Bem dentro do véu rico em carbono da estrela, os astrónomos detectaram o vapor de água onde não deveria existir água alguma.

CW Leonis é semelhante em massa ao sol, mas muito mais velha e muito maior. É mais próxima de uma gigante vermelha do que do sol, e na sua agonia de morte ele se escondeu em uma nuvem de poeira em expansão, rica em carbono. Esta mortalha faz CW Leonis quase invisível a olho nu, mas em alguns comprimentos de onda infravermelho é o objeto mais brilhante no céu. Água foi originalmente descoberta em torno CW Leonis, em 2001, quando o Submillimeter Wave Astronomy Satellite (SWAs) encontrou a assinatura de água nas frias camadas mais externas do envelope de poeira a temperaturas de apenas 61 K. Esta água foi considerada uma evidência da presença de cometas e outros objetos gelados em torno da estrela em expansão. Novas observações com o SPIRE e espectrômetros PACS no Observatório Espacial Herschel revelam que há ainda algo muito mais surpreendente acontecendo. “Graças à grande sensibilidade e resolução espectral do Herschel, fomos capazes de identificar mais de 60 linhas de água, correspondente a uma série de níveis energéticos da molécula”, explica Leen Decin da Universidade de Leuven e líder do estudo. O recém-detectado nas linhas espectrais indicam que o vapor de água não está todo no envelope frio mais externo da estrela. Boa parte está muito mais perto da estrela, onde as temperaturas chegam a 1.000 K. Nenhum fragmento de gelo poderia existir tão perto da estrela, então Decin e seus colegas e tiveram que vir  com uma nova explicação para a presença do vapor de água quente. O hidrogênio é abundante no envelope de gás e poeira em torno de estrelas de carbono como CW Leonis, mas o outro componente da água,  o oxigênio, normalmente é ligado a moléculas como o monóxido de carbono (CO) e o monóxido de silício (SiO). A luz ultravioleta pode dividir essas moléculas, liberando o oxigênio armazenado, mas não estrelas gigantes vermelhas não produzem muita luz UV é assim, ela que tem que vir de outro lugar.


Uma ilustração das reações químicas provocadas pela luz UV interestelar interagindo com as moléculas em torno CW Leonis. (ESA. Adaptado de L. et al Decin. 2010)
Os envelopes de poeira em volta de estrelas de carbono são conhecidos por serem agrupadas, e que acabam por ser a chave para explicar o vapor de água misterioso. A estrutura fragmentada do invóluc ro em torno CW Leonis permite que a luz UV passe do espaço interestelar às profundezas do envelope da estrela. “Bem dentro do envelope, os fótons UV desencadeam um conjunto de reações que podem produzir a distribuição observada de água, bem como outras moléculas muito interessantes, tais como a amônia (NH3)”, diz Decin. “Este é o único mecanismo que explica toda a gama de temperatura da água.” Nos próximos meses, os astrônomos irão testar esta hipótese usando Herschel para procurar evidências de água perto de estrelas de carbono.

Telescópio Herschel, lançado em 2009, para observações no infravermelhofonte foto Hershel:http://www.apolo11.com/spacenews.php?posic=dat_20090508-093453.inc

fonte do artigo:http://www.universetoday.com/72952/herschel-finds-water-around-a-carbon-star/