Posts Tagged ‘Evolução Estelar

18
jul
17

Supernova 1987A – 30 anos!

Compartilho com dois queridos amigos Suzy Webb e Ron Knight a paixão por essa Supernova. Essa semana, por ocasião de seus 30 anos, vários artigos foram lançados sobre ela. Tentei compilar as informações aqui e comemorar também.

 

1987 antes e depois da explosão. Imagem de 1987. Crédito NASA

Crédito: Hubble








 

 

 

 

 

Em 24 de  fevereiro de 1987, no topo de uma montanha no Chile, no observatório de Las Campanas, o   operador de telescópio Oscar Duhalde saiu do prédio e ao olhar para o céu que lhe era tão familiar, notou algo diferente na Grande Nuvem de Magalhães (LMC), próxima a nebulosa da Tarântula: era uma estrela brilhante que ele nunca notara antes, sua magnitude no dia era de aproximadamente 4.5, o que a tornava facilmente visível a olho nu.

Na mesma noite, o astrônomo canadense Ian Shelton estava em Las Campanas observando estrelas na Grande Nuvem de Magalhães. Enquanto Shelton estava estudando um placa fotográfica da LMC naquela noite, notou um objeto brilhante que ele inicialmente pensou ser um defeito na placa. Quando ele mostrou a placa para outros astrônomos no observatório, ele percebeu que o objeto era a luz de uma supernova. Duhalde anunciou que também tinha visto o objeto no céu noturno. O objeto acabou por ser Supernova 1987 A ( o A indicando ser o primeiro objeto deste tipo encontrado naquele ano), a supernova mais próxima observada em 400 anos. Shelton tinha que avisar a comunidade astronômica de sua descoberta. Não havia Internet em 1987, então o astrônomo desceu a montanha,  correu à cidade mais próxima e enviou uma mensagem ao Bureau da União Astronômica Internacional para Telegramas Astronômicos, para anunciar sua descoberta. Surgia assim, a primeira supernova estudada com tecnologia de ponta, que inclui , por exemplo, o telescópio Hubble , o Chandra e o observatório Alma.

Os últimos dados desses poderosos telescópios indicam que o SN 1987A passou por uma nova etapa importante. A onda de choque da supernova está indo para além do anel denso de gás produzido no final da vida da estrela quando era uma pré-supernova e o vento da estrela colidiu com um vento mais lento gerado em uma fase anterior da evolução da gigante vermelha . O que está além do anel é mal conhecido no momento, e depende justamente dos detalhes da evolução dessa estrela quando era uma gigante vermelha.

Antes das investigações em curso da SN 1987A, havia pouco que os astrônomos poderiam dizer sobre o impacto das supernovas em suas vizinhanças interestelares.

Sabia-se que as estrelas maciças, as aproximadamente 10 vezes mais do que o sol ou mais,quando ficam sem combustível, não tem mais calor e energia suficientes para lutar contra a força da gravidade. As camadas exteriores da estrela, uma vez sustentadas pelo poder da fusão, então  colapsam para o centro com uma enorme força. O ricochete desse colapso desencadeia uma explosão poderosa que espalha o material no espaço.

Evolução nos debris de 1987A. Crédito: Hubble

Como  a morte de estrelas maciças, os cientistas descobriram que as supernovas têm efeitos de longo alcance sobre suas galáxias domésticas, pois muitas galáxias tem a aparência que tem hoje, em grande parte, por causa das supernovas que ocorreram nelas.

Como sabemos, supernovas estão entre os eventos mais cataclísmicos e luminosos no cosmos. Embora as supernovas marquem a morte das estrelas, elas também desencadeiam o nascimento de novos elementos e a formação de novas moléculas.

Supernovas como a SN 1987A podem agitar o gás circundante e desencadear a formação de novas estrelas e planetas. O gás a partir do qual essas estrelas e planetas se formará será enriquecido com elementos como carbono, nitrogênio, oxigênio e ferro, que são os componentes básicos de toda a vida conhecida. Esses elementos são forjados dentro da estrela pré-supernova e durante a própria explosão de supernova, e depois se dispersaram em sua galáxia hospedeira expandindo remanescentes de supernova. Estudos contínuos de SN 1987A devem dar uma visão única sobre os estágios iniciais desta dispersão.

Observações anteriores com a ALMA verificaram que SN 1987A produziu uma enorme quantidade de poeira. As novas observações fornecem ainda mais detalhes sobre como a supernova produziu esse disco de poeira, bem como o tipo de moléculas encontradas na remanescente.

Segundo os pesquisadores envolvidos no estudo,um dos nossos objetivos era observar SN 1987A procurar por novas moléculas , esperava-se encontrar monóxido de carbono e monóxido de silício, já que tínha-se detectado essas moléculas anteriormente . Os astrônomos, contudo, ficaram surpresos ao encontrar as moléculas de formil (HCO +) e o monóxido de enxofre (SO) anteriormente não detectados.O HCO + é especialmente interessante porque a sua formação requer uma mistura particularmente vigorosa durante a explosão. Uma estrela forja elementos como em camadas de cebola . À medida que uma estrela passa a supernova, essas camadas, antes bem definidas, sofrem uma mixagem violenta, ajudando a criar o ambiente necessário para a formação de moléculas e poeiras.

Remanescente da Supernova 1987A, visto pela ALMA. A área roxa indica emissão de moléculas de SiO. A área amarela é a emissão de moléculas de CO. O anel azul é um dado Hubble que foi expandido artificialmente em 3-D.
Crédito: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO); R. Indebetouw; NASA / ESA Hubble

Os astrônomos estimam que cerca de 1 em 1000 átomos de silício da estrela explodida agora é encontrado em moléculas de SiO que flutuam livremente. A esmagadora maioria do silício já foi incorporada em grãos de poeira. Mesmo a pequena quantidade de SiO presente está 100 vezes maior que a prevista pelos modelos de formação de poeira. Essas novas observações ajudarão astrônomos a refinar seus modelos.

Essas observações também acham que dez por cento ou mais do carbono dentro do remanescente está atualmente em moléculas de CO. Apenas alguns em cada milhão de átomos de carbono estão em moléculas de HCO +.

Mesmo que as novas observações do ALMA lançem luz importante sobre o SN 1987A, ainda existem várias questões que permanecem. Exatamente quão abundantes são as moléculas de HCO + e SO? Existem outras moléculas que ainda não foram detectadas? Como a estrutura 3-D da SN 1987A continuará a mudar ao longo do tempo?

Futuras observações de ALMA em diferentes comprimentos de onda também podem ajudar a determinar qual tipo de objeto compacto – uma estrela de pulsar ou de nêutrons – reside no centro do remanescente. A supernova provavelmente criou um desses objetos estelares densos, mas até agora nenhum foi detectado.

Tanto a descobrir. Resta-nos esperar e acompanhar cada novo mistério revelado.

É possível ver a imagem 3D em vídeo neste link 

Crédito:ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), R. Indebetouw; NASA/ESA Hubble

 

Fontes:

http://hubblesite.org/news_release/news/2017-08http://www.gea.org.br/historia/1987asupernova1987A.htm

https://public.nrao.edu/news/2017-alma-dust-sn1987a/

11
jan
15

Imagens inéditas de Eta Carinae

 

Novas imagens e dados sobre Eta Carinae foram liberados no início de 2015. O texto abaixo da NASA foi editado e adaptado para o português brasileiro e pode ser acessado aqui. O vídeo é sensacional e nos faz entender a intrigante dança dos ventos das estrelas A e B do sistema. Meu coração batendo forte…

Eta Carinae e o Homúnculo em imagem do Hubble

Eta Carinae e o Homúnculo, as famosas conchas de gás,o em imagem do Hubble.

Eta Carinae, o sistema estelar mais luminoso e maciço numa distância de até 10.000 anos-luz da Terra, é conhecido por seu comportamento surpreendente, tendo entrado em erupção duas vezes no século 19, por razões que os cientistas ainda não entendem. Um estudo de longo prazo liderado por astrônomos da Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Maryland, usou satélites da NASA, telescópios terrestres e modelagem teórica para produzir o retrato mais abrangente de Eta Carinae até agora. Novas descobertas incluem imagens do Telescópio Espacial Hubble que mostram conchas de gás ionizado com década de idade, distanciando-se da maior estrela a um milhão de milhas por hora, e novos modelos 3-D que revelam características nunca antes vistas de interações das estrelas.

“Estamos começando a entender o estado atual e o ambiente complexo deste objeto notável, mas ainda temos um longo caminho a percorrer para explicar erupções passadas de Eta Carinae ou para prever seu comportamento futuro”, disse Goddard astrofísico Ted Gull, que coordena um grupo de pesquisa que acompanhou a estrela por mais de uma década.

Localizado a cerca de 7.500 anos-luz de distância, na constelação de Carina, Eta Carinae compreende duas estrelas massivas cujas órbitas excêntricas fazem as duas estrelas se aproximarem muito a cada 5,5 anos. Ambas produzem poderosos ventos estelares, que encobrem as estrelas e dificultam os esforços para medir diretamente as suas propriedades. Astrônomos estabeleceram que a estrela primária, mais brilhante e mais fria, tem cerca de 90 vezes a massa do sol e o supera em brilho em 5 milhões de vezes. Já as propriedades de sua companheiro menor, mais quente, são mais controversas. Gull e seus colegas acreditam que a estrela tem cerca de 30 massas solares e emite um milhão de vezes a luz do Sol.

No periastro (momento em que as estrelas ficam mais próximas) as estrelas ficam a 225 milhões de quilômetros de distância, ou como a distância média entre Marte e do sol. Astrônomos observam mudanças dramáticas no sistema durante os meses antes e depois do periastro que incluem erupções de raios-X, seguido por um declínio súbito e subsequente recuperação dessas emissões; o desaparecimento e reaparecimento de estruturas perto as das estrelas, detectadas em comprimentos de onda específicos da luz visível; e até mesmo um jogo de luz e sombra à medida que a menor orbita a primária.

Durante os últimos 11 anos, ao longo de três passagens do periastro o grupo Goddard desenvolveu um modelo baseado em observações de rotina das estrelas usando telescópios terrestres e vários satélites da NASA. “Nós usamos observações passadas para construir uma simulação de computador, o que nos ajudou a prever o que queremos ver durante o próximo ciclo, e então alimentar novas observações de volta para o modelo, para refinar mais isso”, disse Thomas Madura, um Fellow do Programa de Pós-Doutorado na NASA Goddard e um teórico da equipe de Eta Carinae.

De acordo com este modelo, a interação dos dois ventos estelares é responsável por muitas das alterações periódicas observadas no sistema. Os ventos de cada estrela têm marcadamente diferentes propriedades: espesso e lento para a primária, tênue e rápido para a companheira mais quente. O vento que sopra da primária em cerca de um milhão mph e é especialmente denso, levando embora uma massa equivalente a do nosso Sol a cada mil anos. Em contrapartida, o vento da companheira expele cerca de 100 vezes menos material do que a primária, mas até seis vezes mais rápido.

Simulações que foram realizadas por Madura no supercomputador Plêiades no Ames Research Center da NASA revelam a complexidade da interação dos ventos. À medida que a estrela companheira orbita rapidamente em torno da primária, o vento mais rápido esculpe uma cavidade espiral no fluxo da estrela maior. Para visualizar melhor essa interação, Madura converteu as simulações de computador para modelos 3-D digital e fez versões sólidas, utilizando uma impressora consumidor da classe 3-D. Este processo revelou saliências semelhantes a dedos ao longo das bordas da cavidade durante o periastro, características que não tinham sido notadas antes.

“Achamos que estas estruturas são reais e que se formam como resultado de instabilidades no fluxo nos meses em torno da maior aproximação”, disse Madura. “Eu queria fazer cópias 3-D das simulações para melhor visualizá-las, o que acabou por ser muito mais bem sucedido do que eu imaginava.

A equipe detalhou algumas observações importantes que expõem alguns dos funcionamentos internos do sistema. Durante os últimos três periastros, telescópios terrestres no Brasil, Chile, Austrália e Nova Zelândia monitoraram um único comprimento de onda da luz azul emitida por átomos de hélio que perderam um único elétron. De acordo com o modelo, a emissão das faixas de hélio dá pistas sobre os ventos da estrela primária. The Space Imaging Telescope Spectrograph (STIS) a bordo do Hubble, capta um comprimento de onda diferente da luz azul emitida por átomos de ferro que perderam dois elétrons, o que revela para onde o gás da estrela primária é enviado pela intensa luz ultravioleta de sua companheira. Finalmente, raios-X do sistema de transportam informações diretamente da zona de colisão dos ventos, onde os ventos contrários criam ondas de choque que aquecem o gás a centenas de milhões de graus.

Nesta simulação de um supercomputador as estrelas de Eta Carinae são mostradas como pontos pretos. Cores mais claras indicam maiores densidades nos  ventos solares produzidos por cada estrela. Na maior aproximação, o vento rápido da estrela menor cava um túnel na maior.  Cred: NASA's Goddard Space Flight Center/T. Madura
Nesta simulação de um supercomputador
as estrelas de Eta Carinae são mostradas como pontos pretos. Cores mais claras indicam maiores densidades nos ventos solares produzidos por cada estrela. Na maior aproximação, o vento rápido da estrela menor cava um túnel na maior.
Cred: NASA’s Goddard Space Flight Center/T. Madura

“Mudanças nos raios-X são como uma sonda direto da zona de colisão e mostram mudanças na forma como estas estrelas perdem massa”, disse Michael Corcoran, um astrofísico da Associação de Universidades de Pesquisa Espacial sediada em Columbia, Maryland. Ele e seus colegas compararam as emissões dos periastros medidos ao longo dos últimos 20 anos. Em julho de 2014, quando as estrelas foram em direção uma da outra, o Swift observou uma série de explosões que culminaram na mais brilhante emissão de raios-X já vista em Eta Carinae. Isso implica uma mudança na perda de massa por uma das estrelas, mas os raios X por si só não pode determinar de qual delas.

Em 2009, cientistas separaram a luz das estrelas num espectro semelhante a um arco-íris o que revelou a composição química do ambiente, mas o espectro também mostrou estruturas delgadas perto das estrelas, que sugeriram o instrumento poderia ser utilizado para mapear uma região perto do sistema binário em detalhes nunca antes vistos.

Desde dezembro de 2010, a equipe de Gull tem regularmente mapeado uma região centrada no sistema binário através da captura de espectros em 41 locais diferentes. A visão se estende por cerca de 670.000.000 mil km, ou cerca de 4.600 vezes a distância média Terra-Sol.

As imagens resultantes, reveladas pela primeira vez no início de janeiro de 2015, mostram que a emissão de ferro duplamente ionizado vem de uma estrutura gasosa complexa com quase um décimo de ano-luz de diâmetro, que Gull compara ao caranguejo azul de Maryland. Percorrendo as imagens, vastos reservatórios de gás, que representariam as “garras” do caranguejo podem ser vistas ao longo das estrelas com velocidades medidas em cerca de 1,6 milhões kmh. A cada aproximação, uma cavidade forma-se uma cavidade no vento da estrela maior que depois se expande para fora , criando as conchas móveis.

“Essas conchas de gás se estendem ao longo de milhares de vezes a distância entre a Terra e o sol”, explicou Gull. “Ao investigarmos seu passado, descobrimos que as conchas começaram a se mover para longe da estrela primária há cerca de 11 anos ou três periastros atrás, proporcionando-nos uma forma adicional de vislumbrar o que ocorreu no passado recente”.

Formação das conchas durante o periastro. NASA's Goddard Space Flight Center/T. Gull et al.
Formação das conchas durante o periastro. NASA’s Goddard Space Flight Center/T. Gull et al.

Quando as estrelas se aproximam, a companheira fica imersa na parte mais grossa do vento da primária, que absorve a luz UV e impede que a radiação atinja as conchas de gás distantes. Sem essa energia para exitá-lo, o ferro duplamente ionizado deixa de emitir luz e a estrutura de caranguejo desaparece neste comprimento de onda. À medida que a companheira oscila em torno da primária e limpa o vento mais denso,  a luz UV escapa, re-energiza os átomos de ferro nas conchas, e o caranguejo volta.

A seguir o vídeo que sintetiza o texto acima.

29
ago
14

Um novo modelo de SN tipo IA é proposto.

O site científico Scitechdaily publicou um artigo que fala de um novo modelo proposto para as Supernovas tipo IA . O tema é fascinante e se o modelo for confirmado esse tipo de Supenova pode não mais ser considerada uma vela padrão. O artigo original que traduzi e adaptei está aqui. http://scitechdaily.com/new-supernova-model-challenges-predominant-one/ O paper do estudo pode ser acessado aqui

New-Observations-of-the-Type-Ia-SN-2014J-in-Galaxy-M82

Um estudo recém-publicado pelo Instituto de Astrofísica da Andaluzia descarta a possibilidade de que supernovas do tipo Ia possam ser resultado de explosões de anãs brancas alimentadas por estrelas normais. Se estas conclusões se generalizarem, supernovas do Tipo Ia poderão não servir mais como “velas padrão”  (standard candles) para medir distâncias astronômicas.

 

Supernovas do Tipo Ia acontecem quando uma anã branca, o “cadáver” de uma estrela parecida com o Sol, absorve material de uma estrela gêmea até que atinja uma massa crítica de 1,4 vezes a massa do Sol e exploda. Por causa de sua origem, todas estas explosões compartilham de uma luminosidade muito semelhante. Esta uniformidade fez das supernovas do Tipo Ia objetos ideais para medir distâncias no universo, mas o estudo da supernova 2014J sugere um cenário que as invalidaria como “velas padrão”.

 

“Supernovas Tipo Ia são consideradas velas padrão, pois sua constituição é muito homogênea e praticamente todas elas atingem a mesma luminosidade máxima. Elas ainda nos permitiram descobrir que o universo estava se expandindo a um ritmo acelerado. No entanto, nós ainda não sabemos que  sistemas estelares dão origem a este tipo de supernovas “, diz Miguel Ángel Pérez Torres, pesquisador do Instituto de Astrofísica da Andaluzia (IAA-CSIC) encarregado do estudo.

Um novo modelo que postula a fusão de duas anãs brancas está agora desafiando o modelo predominante, composto por uma anã branca e uma estrela normal. O novo cenário não implica a existência de um limite máximo de massa e, portanto, não necessariamente produz explosões de luminosidade semelhante.

Type-Ia-Supernovae-Stem-from-the-Explosion-of-White-Dwarfs-Coupled-with-Twin-Stars

Os resultados mencionados acima foram obtidos a partir do estudo da supernova 2014J, situada a 11,4 milhões de anos-luz de distância do nosso planeta, usando as redes EVN e e MERLIN de radiotelescópios. “É um fenômeno que muito raramente ocorre em nosso universo imediato. 2014J é a supernova tipo IA  mais próxima de nós desde 1986, quando os telescópios eram muito menos sensíveis, e pode muito bem ser a única que vai ser capaz de ser  observada em tais vizinhanças nos próximos 150 anos “, diz Pérez Torres (IAA-CSIC).

 

A observação por Radio torna possível revelar que  sistemas estelares estão por trás de supernovas tipo Ia. Se a explosão procede de uma anã branca que está sendo alimentada por uma estrela dupla, por exemplo, uma grande quantidade de gás deve estar presente no ambiente; Após a explosão, o material ejetado pela supernova irá colidir com este gás e produzir uma intensa emissão de raios X e ondas de rádio. Por outro lado, um par de anãs brancas não irá gerar este envelope gasoso e, por conseguinte, não haverá emissão de raios X, quer ou ondas de rádio.

 

“Nós não detectamos emissões de rádio em SN 2014J, o que favorece o segundo cenário”, diz Pérez Torres. “Se esses resultados ganharem aceitação geral, as consequências cosmológicas seriam de peso, porque o uso de supernovas do tipo Ia para medir distâncias seria questionada”, conclui o pesquisador.

 

Publicação:. MA Pérez-Torres, et al, “restrições no sistema progenitor e os arredores de SN 2014J a partir de observações de rádio profundas”, APJ, 2014, 792, 38; doi: 10.1088 / 0004-637X / 792/1/38

 

02
mar
14

Nebulosa da Serpente: de sementes cósmicas a estrelas massivas

Este estudo divulgado pela Royal Astronomic Society e publicado pelo site Daily Galaxy dá indícios de como as estrelas muito massivas são formadas. O texto foi traduzido e adaptado e o original está aqui

Snake nebula

Novas imagens do telescópio SMA (Smithsonian’s Submillimeter Array) fornecem a visão mais detalhada já obtida de berçários estelares dentro da nebulosa da Serpente (Snake Nebula). Estas imagens propiciam novos insights sobre como sementes cósmicas podem se transformar em estrelas massivas .

Estendendo-se por quase 100 anos-luz de espaço , a nebulosa da Serpente está localizada a cerca de 11.700 anos-luz da Terra na direção da constelação Ophiuchus.

Em imagens do telescópio espacial Spitzer , da NASA , que observa a luz infravermelha , ela aparece como um cacho escuro sinuoso contra o fundo estrelado. Ela foi escolhida como alvo, porque mostra potencial para formar muitas estrelas massivas (estrelas com mais de 8 vezes a massa do nosso Sol ). 

Snake Nebula seeds

 

Os dois painéis acima mostram a nebulosa da Serpente como fotografada pelos telescópios espaciais Spitzer e Herschel . Em comprimentos de onda do infravermelho médio ( o painel superior feito pelo Spitzer ) , o material espesso da nebulosa bloqueia a luz  das estrelas mais distantes. Em comprimentos de onda do infravermelho distante, no entanto (o painel inferior feito pelo Herschel), a nebulosa brilha devido à emissão de poeira fria . As duas regiões destacadas, P1 e P6, foram examinadas mais detalhadamente pelo Submillimeter Array .

” Para saber como as estrelas se formam , temos que pegá-las em suas primeiras fases , enquanto elas ainda estão profundamente enraizadas em nuvens de gás e poeira , e o SMA é um excelente telescópio para fazer isso”, explicou o autor do Wang Ke Observatório Europeu do Sul (ESO) , que começou a pesquisa como um companheiro predoctoral do Centro Harvard -Smithsonian de Astrofísica ( CfA ) .

A equipe estudou dois pontos específicos dentro da nebulosa Serpente , designados P1 e P6 . Dentro dessas duas regiões eles detectaram um total de 23  “sementes” cósmicas – manchas levemente brilhantes que acabarão por gerar entre uma e algumas estrelas . As sementes geralmente pesam entre 5 e 25 vezes a massa do Sol , e cada uma se estende por algumas centenas de bilhões de quilómetros ( para comparação , a distância média Terra-Sol é de 150 milhões de km) . As imagens de alta resolução do SMA  não só revelam as pequenas sementes , mas também conseguem diferenciá-las na idade.

Teorias anteriores propõe que as estrelas de alta massa se formam dentro de “núcleos” isolados muito maciços, pesando pelo menos 100 vezes a massa do sol. Estes novos resultados mostram que esse não é o caso. Os dados também demonstram que estrelas massivas não nascem sozinhos, mas em grupos.

” Estrelas de alta massa se formam em aldeias “, disse o co- autor Qizhou Zhang do CFA. “É um assunto de família. ” A equipe ficou surpresa ao descobrir que essas duas manchas nebulares tinham se fragmentado em sementes individuais de estrela tão cedo no processo de formação estelar. Eles também detectaram saídas bipolares e outros sinais de uma ativa formação de estrelas em curso. Finalmente, no futuro, a nebulosa da Serpente vai dissolver-se e brilhar como uma cadeia de vários aglomerados de estrelas .

 

 

14
dez
13

2013: Ano das Novas – Nova Centauri 2013

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Crédito: Yuri Beletsky. APOD de 7 de dezembro de 2013.

2013 começou com a possibilidade de ser batizado como o “Ano dos Cometas“, mas entrará para a história como o “ Ano das Novas”. Em Agosto o espetáculo foi dado por Nova Delphini. Em dezembro fomos presenteados com Nova Centauri 2013. 

Muita bobagem foi dita sobre Novas esse ano. A pior delas, certamente, é a que diz que coma a Nova 2013 “surgiu uma nova estrela no céu” Uma Nova é o resultado de um fenômeno que acontece em um sistema no qual uma das estrelas é uma anã branca. Assim, a estrela não só não surgiu, como uma delas já “morreu”.

O nome Nova vem do fato de por algum tempo esse sistema se tornar tão visível que parece ter surgido uma estrela onde antes não se avistava estrela alguma. Em poucos dias ou semanas esse brilho diminuirá e não se verá mais a Nova.

O texto abaixo foi adaptado de um artigo escrito por Michael J.I. Brown para o site theconversation.com e explica de forma bem simples o fenômeno. 

Na segunda parte incluo fotos que ajudam a localizar a Nova.

Crédito: Rogério Marcon

Crédito: Rogério Marcon

 

Nova Centauri 2013

Nós que moramos no hemisfério sul estamos tendo a sorte de testemunhar as consequências de uma explosão nuclear.

Nova Centauri 2013, foi descoberta pelo astrônomo amador australiano John Seach e é tão brilhante, que pode ser vista atualmente a olho nu.

Quando olhamos para o céu à noite, a maioria das estrelas que vemos são como sóis. Essas estrelas são enormes esferas de hidrogênio e gás hélio, unidas pela força da gravidade. Em seus núcleos, o hidrogênio se funde em hélio via fusão nuclear e da energia liberada pela fusão nuclear estrelas podem ser alimentadas por bilhões de anos.Entretanto, Nova Centauri 2013 é um tipo de estrela muito diferente de nosso Sol e não estará visível no céu por muito tempo..

Estrelas podem viver por milhões ou bilhões de anos, mas não para sempre. Quando as estrelas esgotam seu combustível para fazer a fusão nuclear, a gravidade faz com que elas colapsem em si mesmas.

Para as estrelas maiores, a consequência é uma supernova, uma reação em cadeia de explosões nucleares tão violentas que a estrela é em grande parte destruída.

Já estrelas como o nosso Sol tem mortes mais silenciosas. A estrela que está morrendo fica sem combustível e colapsa em uma anã branca que vai perdendo suas camadas exteriores para o meio interestelar e com o tempo, esfriará . A anã branca tem massa semelhante a uma estrela, mas apenas aproximadamente o tamanho de nosso planeta. Algumas estrelas anãs brancas, incluindo aquele que produziu Nova Centauri 2013, orbitam estrelas companheiras. Devido à força da gravidade, essas anãs brancas roubam hidrogênio e gás hélio de suas companheiras.

Nova-diagram-NASA-400x290Concepção artística de uma anã branca roubando gás de uma estrela companheira. Crédito NASA.

A gravidade de uma anã branca é inacreditável. Se você pesa 70 kg sobre a superfície da Terra , você pesaria 7.000 toneladas na superfície de uma anã branca . Hidrogênio e gás hélio são o combustível para a fusão nuclear. Por causa da imensa gravidade,o gás está sob enorme pressão . Quando a anã branca acresce uma quantidade de gás suficiente,as temperaturas e pressões se tornam tão altas que possibilitam que o gás se submeta espontaneamente a uma fusão nuclear explosiva.

Novas, incluindo Nova Centauri de 2013, são produzidas por explosões nucleares espetaculares nas superfícies das estrelas “mortas”. Estas explosões são muito maiores do que as produzidas por bombas atômicas. Na verdade, eles são tão brilhantes que podem ser vistas a partir de anos-luz de distância.

Encontrando a Nova

Nova Centauri 2013 está bem próxima do Cruzeiro do Sul. Se vocè achar o Cruzeiro, verá duas estrelas muito brilhantes que apontam para ele. São Alfa e Beta Centauro, conhecidas no Brasil, como as “Guardiãs do Cruzeiro. Nova Centauri está bem próxima de Beta Centauri, a guardiã mais próxima do Cruzeiro do Sul.

A seguir imagens para ajudar você na localização da Nova Cen 2013

Crédito: Randy Johnson

Crédito: Randy Johnson

A nova vista de São Paulo em belíssimo registro de Leandro Torres

Crédito: Leandro Torres

Crédito: Leandro Torres

Nova_Centauri_2013_Chile

Crédito: ESO

17
ago
13

Nova na constelação do Golfinho! Nova X Supernova

Nova_John_2013

A nova na região da constelação do Golfinho é o acontecimento astronômico do mês de agosto!!!

Facilmente localizável e visível em boa parte de ambos os hemisférios, a nova vem sendo discutida e documentada das mais diversas formas.

Tenho visto alguns equívocos no conceito do termo nova, às vezes confundido com uma Supernova.

Mas o que é uma Nova?

 Qual a diferença entre uma Nova e uma Supernova?

Na verdade os conceitos são bem diferentes um do outro. Vejamos:

O que é uma Nova?

A Nova é um brilho repentino que se espalha por toda a superfície de uma anã branca. A estrela anã branca ,de repente e, temporariamente,se torna extremamente brilhante como resultado da explosão em sua superfície decorrente de material acrescido de uma estrela companheira. O material, principalmente de hidrogênio e hélio, é atraído pela gravidade da anã branca e se acumula sob pressão e calor crescente até que a fusão nuclear é iniciada. Ao contrário de uma supernova, uma nova  regressa gradualmente ao seu brilho original ao longo de um período que pode ir de semanas a anos.

O nome Nova se deu por causa de sua súbita aparição. Por surgir onde não eram avistadas antes, foram consideradas  “novas estrelas”. Desde 1925, as Novas são classificados como estrelas variáveis​​.

Isso não causa nenhum tipo de impacto enorme em dimensões ou propriedades da anã branca e, portanto, pode acontecer repetidas vezes, enquanto sua estrela companheira estiver perto o suficiente.

O que é uma Supernova?

Supernova, por outro lado, é uma destruição quase completa de uma estrela que não conseguiu resistir a sua própria gravidade, ao atingir uma certa massa limite no final do seu consumo de combustível -aproximadamente 1,4 massas solares- conhecido como limite Chandrashekar. A estrela  explode devido a dois fatores:  instabilidades  após o esgotamento do seu combustível nuclear; ou colapso gravitacional após a acreção de matéria de uma estrela companheira de órbita. A onda de choque resultante ejeta  a matéria em torno do núcleo  para o espaço, formando uma estrela de nêutrons ou um buraco negro no local do colapso do núcleo. Obviamente, isso acontece apenas uma vez para uma estrela que supostamente atinge ou ultrapassa o limite Chandrashekar, depois de queimar seu combustível por completo, ao contrário da Nova.

O que buscamos na Nova em Delphini?

Diante do evento, astrônomos profissionais e amadores buscarão estimar a magnitude do objeto nas semanas a seguir. A Nova ficará mais brilhante? Menos? Por quanto tempo ficará visível?

Diferentes tipos de instrumentos serão usados para observá-la e documentar sua evolução para compará-la com outras já ocorridas e aprofundar o entendimento do que está acontecendo no processo de evolução estelar desse astro.

. A seguir algumas imagens já obtidas nessas primeiras semanas de Agosto de 2013,

 A primeira que escolhi é a do astrofotógrafo australiano Tom Harradine do grupo IceInSpace.

Nova_IIS_2013

A próxima é da querida amiga Jeanette Lamb.

Nova_Jeanette_2013

A terceira é de Claude Kirchen,

Nova_ClaudeKirchen_2013

Agora em céus brasileiros, duas imagens de Renato Poltronieri.

Atenção para a constelação do Golfinho por inteiro na imagem.
Atenção para a constelação do Golfinho por inteiro na imagem.

Nova_Renato_2013_2

A seguir um espectro da Nova obtido por Rogerio Marcon

Nova_espectro_Marcon

A fotometria com a curva de luz da Nova como publicada pela AAVSO

Nova_fotometriaAAVSO_2013

E finalmente uma animação produzida no CEAMIG por Cristóvao Jaques.

Nova_Cristovao_2013

A Nova é no momento visível ao telescópio e também com binóculos, embora obviamente possa ser impossibilitada em noites de muita poluição luminosa nas capitais e grandes metrópoles de nosso país.

20
nov
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Eclipses e Colapsos em Eta Carinae – Palestra no ENAST

O 14º ENAST, realizado em São Paulo, foi encerrado com a palestra do professor Augusto Daminelli “Eclipse e Colapsos em Eta Carinae”. O tema da palestra foi explicado nesse artigo da Folha de São Paulo de forma clara e objetiva em 2009 e o mais recente paper, há pouco publicado, sobre Eta Carinae pelo professor Daminelli e sua equipe pode ser lido aqui.

A seguir o texto da Folha de São Paulo, cujo link pode ser acessado aqui

 

EDUARDO GERAQUE
enviado especial da Folha de S.Paulo a La Serena (Chile)

Às 3h35 da manhã (4h35 de Brasília) de segunda-feira em La Serena, no Chile, o astrônomo Augusto Damineli, 61, sentava-se na cadeira que permite controlar o telescópio Soar (Observatório do Sul para Pesquisa Astrofísica). Ansioso, testemunhou um fenômeno que poucos tiveram oportunidade de ver, ocorrido em Eta Carinae, uma estrela que ele estuda há 20 anos. Ontem, bem no dia em que Damineli havia previsto, a estrela sofreu um apagão.

O prédio de controle do Soar, na verdade, fica a 80 km do equipamento, que está no topo de Cerro Pachón, a 2.701 metros de altitude. “Astrônomo não pode pôr muito a mão no telescópio”, brinca o cientista brasileiro. Em La Serena, 475 km ao norte de Santiago, na beira do Pacífico, o observatório fica próximo de centros produtores de vinho e pescado. E, ontem, não faltou motivo para abrir uma garrafa.

Reuters
Imagem mostra sistema da Eta Carinae; conforme previsto por pesquisador brasileiro, estrela sofreu um apagão nesta segunda-feira
Imagem mostra sistema da Eta Carinae; conforme previsto por pesquisador brasileiro, estrela sofreu um apagão nesta segunda

Controle remoto

“Patrício! A Eta Carinae.” O pedido que parte de La Serena vai em direção ao astrônomo chileno Patrício Ugarte, que está no morro. Ele, sim, é quem pode pôr as mãos no telescópio. Segundos depois, é possível ver e ouvir a resposta (via teleconferência): “Pronto!”.

O espelho de 4,2 metros do Soar, a partir das coordenadas dadas por Ugarte, já está olhando para Eta Carinae. Damineli, com auxílio do também brasileiro Luciano Fraga, que há um ano e sete meses trocou Florianópolis pelo norte do Chile, faz as primeiras medições, via computador.

Basta um único gráfico, que mostra a presença dos elementos químicos ferro e nitrogênio –medidos nos gases que circundam Eta Carinae– para comprovar a previsão. “Chegou lá”, comunica Damineli. A “assinatura” do apagão é uma diminuição na luminosidade de nitrogênio e hélio detectados pelo telescópio, que enxerga frequências de luz invisíveis ao olho humano. O apagão não é visível a olho nu, mas no Soar o sinal é mais do que claro.

Cinco anos e meio

O fenômeno, como havia sido previsto pelo próprio pesquisador brasileiro, voltou a ocorrer depois de 5,5 anos, dentro da margem de erro, que era de dois dias para mais ou para menos. “Isso que é precisão”, Damineli diz à estrela que observa. “Se eu tiver uma neta, vou colocar o nome de Carina.”

Damineli explica que Eta Carinae, na verdade, não é uma estrela única, e sim um sistema com duas. Ontem, no céu, perto do Cruzeiro do Sul, a estrela Eta Carinae B estava no momento mais profundo de seu mergulho no campo de influência da estrela A, que possui 2,5 milhões de anos.

Os gases e o plasma dessa estrela pertencente à classe das hipergigantes azuis são tão coesos que é possível dizer que uma estrela “entra” na outra. O que ocorre é uma colisão violenta de seus “ventos” –as partículas carregadas que as estrelas lançam a grandes velocidades no espaço.

“Na área de choque dos ventos das duas estrelas, a temperatura é de 100 milhões de graus Celsius”, explica Damineli. O vento da menor delas, de 3.000 km/s, bate no vento da maior, que trafega a 600 km/s. E esse “atrito” induz o apagão.

Eduardo Geraque/Folha Imagem
Astrônomo Augusto Damineli, em sala de controle do Soar; ele já estava em La Serena se preparando para o evento havia um mês
Astrônomo Augusto Damineli, em sala de controle do Soar; ele já estava em La Serena se preparando para o evento havia um mês

O registro do fenômeno ontem em La Serena –cidade onde nunca chove, mas fica nublada nas manhãs de verão– é como “marcar um gol”, diz Damineli. Ele já estava lá se preparando para o evento havia um mês. Na semana entre Natal e Ano Novo, subiu até o telescópio acompanhado apenas de um colega para fazer pessoalmente algumas observações.

Ciência nas alturas

“Lá em cima é muito bom”, diz Damineli, revelando também o seu gosto pela astronomia romântica. Hoje, devido à tecnologia, boa parte dos equipamentos podem ser operados remotamente, de qualquer parte do mundo. “Não poderia perder a oportunidade de observar esse apagão.” Sua presença lá era considerada importante, já que boa parte da biografia “quase acabada” de Eta Carinae saiu de estudos feitos por seu grupo, na USP (Universidade de São Paulo).

A primeira observação que Damineli fez de Eta Carinae foi em 1989, no Brasil, onde não há nenhum telescópio –nem tempo bom– como o Soar. Depois disso, Damineli assistiu a três apagões, com o de ontem.

Ele quem primeiro defendeu o modelo de que Eta Carinae era um sistema duplo, e não uma única estrela. Além da previsão do ciclo exato de 5,5 anos para ocorrer o apagão. Sua teoria ainda não é unanimidade na comunidade de astrônomos, mas a observação de ontem deve lhe dar força.

O apagão não é como um eclipse nem pode ser visto dentro da faixa de luz do visível. São apenas os canais de alta energia da estrela maior que somem. A presença do astro menor muito próximo do maior (a distância que normalmente é de 4,5 bilhões de quilômetros cai para 150 milhões de quilômetros) ofusca a energia que emana da Eta Carinae A. Damineli constatou isso por meio de sinais dentro da faixa do ultravioleta.

Matéria da vida

Eta Carinae, exótica por si só, chama a atenção dos cientistas há tempos. São publicados em todo mundo dois estudos por mês sobre a estrela. Mas há razões científicas importantes para estudar esse verdadeiro fóssil estelar –corpos celestes como esse existiam aos milhões nos primeiros 2 bilhões de anos do Universo, que hoje tem 13,7 bilhões de anos de idade.

“Estrelas como a Eta Carinae são especialistas em produzir e liberar oxigênio. Essas estrelas são responsáveis pelo preenchimento de várias casas [elementos] da nossa tabela periódica”, afirma Damineli. Estudar o coração da Eta Carinae e entender por completo como ele se expressa é conhecer mais sobre as condições químicas para o surgimento da vida. Ajudaria a entender por que a água, no Sistema Solar, é algo tão abundante. Para Damineli, “rastros de atividade biológica precisam ser procurados fora do Sistema Solar”.

Mesmo com o êxito de ontem, Damineli revela: “esse provavelmente foi meu último apagão. Agora, o resto será com os meus alunos”. Sua próxima missão é bem mais ousada: “Temos dados suficientes para mostrar que o modelo atual da Via Láctea está errado”, afirma.

De um jeito ou de outro, mesmo que Damineli não volte ao Soar para observar Eta Carinae, o próximo apagão já tem data: o inverno de 2014.