MARAVILHA DO UNIVERSO

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Contemple a Maravilha do Universo

segunda-feira, 30 de maio de 2011

NASA ANUNCIA MISSÃO QUE COLETARÁ DADOS DE ASTERÓIDE



 - A agência Espacial norte-americana (Nasa) anunciou nesta quarta-feira, 25, uma nova missão que será lançada em 2016. Denominada Origins-Spectral Interpretation-Resource Identification-Security-Regolith Explorer, ou OSIRIS-REx ( na sigla em inglês), o novo projeto enviará uma nave com um braço robótico para coletar dados do asteroide 1999 RQ36.
NASA/Goddard/University of Arizona
NASA/Goddard/University of Arizona
Imagem conceitual do projeto OSIRIS-REx
De acordo com a Nasa, estas amostras poderão ajudar a explicar a formação do nosso sistema solar e como a vida começou. Esta será a primeira missão americana que trará para a Terra amostras retiradas de um asteroide.
"Este é um passo crítico em direção aos compromissos delineados pelo presidente Obama para estender nosso alcance para além da órbita da Terra e explorar o espaço", disse o administrador da Nasa Charlie Bolden.
A missão OSIRIS-REx foi escolhida entre três opções de possíveis projetos dos Estados Unidos. Os outros dois diziam respeito à exploração do lado distante da Lua e da exploração da superfície de Vênus.
Após viajar quatro anos, o OSIRIS-REx irá se aproximar do asteroide, em 2020. Quando estiver próximo o suficiente, a nave irá mapear a superfície por cerca de seis meses. Então, uma equipe de cientistas escolherão um local do asteroide de onde serão retiradas amostras, que retornarão para a Terra em 2023. O orçamento do projeto, sem contar o custo da nave, é de aproximadamente US$ 800 milhões.
De acordo com cientistas da Nasa, o asteroide é como uma imagem instantânea da "infância" do nosso sistema solar. Ele também é rico em carbono, um elemento essencial nas moléculas orgânicas necessárias para a vida. Moléculas orgânicas já foram encontradas em meteoritos e amostras de cometas, indicando que alguns elementos da vida podem ser criadas no espaço. Os cientistas querem saber se este asteroide também apresenta o elemento.
"Este asteroide é uma cápsula do tempo da época do nascimento do nosso sistema solar e inaugura uma nova era de exploração planetária", disse Jim Green, diretor da Divisão Planetária Científica de Washington. "O conhecimento desta missão também nos ajudará a desenvolver métodos para melhor localizar as órbitas dos asteroides".
A missão também terá outro objetivo. A partir do OSIRIS-REx, a Nasa poderá mensurar o efeito Yarkovsky pela primeira vez. Este é o nome do efeito que faz com que um asteroide seja empurrado pelo Sol quando absorve a luz solar e reemite esta energia em forma de calor. 


domingo, 29 de maio de 2011

O PLANETA VÊNUS

Ficheiro:Venus-real.jpg
Vênus) é o segundo planeta do Sistema Solar em ordem de distância a partir do Sol, orbitando-o a cada 224,7 dias. Recebeu seu nome em homenagem à deusa romana do amor e da beleza Vénus, equivalente a Afrodite. Depois da Lua, é o objeto mais brilhante do céu noturno, atingindo uma magnitude aparente de -4,6, o suficiente para produzir sombras. Como Vénus se encontra mais próximo do Sol do que a Terra, ele pode ser visto aproximadamente na mesma direção do Sol (sua maior elongação é de 47,8°). Vénus atinge seu brilho máximo algumas horas antes da alvorada ou depois do ocaso, sendo por isso conhecido como a estrela da manhã (Estrela d'Alva) ou estrela da tarde (Vésper); também é chamado Estrela do Pastor.
Vénus é considerado um planeta do tipo terrestre ou telúrico, chamado com frequência de planeta irmão da Terra, já que ambos são similares quanto ao tamanho, massa e composição. Vénus é coberto por uma camada opaca de nuvens de ácido sulfúrico altamente reflexivas, impedindo que a sua superfície seja vista do espaço na luz visível. Ele possui a mais densa atmosfera entre todos os planetas terrestres do Sistema Solar, constituída principalmente de dióxido de carbono. Vénus não possui um ciclo do carbono para fixar o carbono em rochas ou outros componentes da superfície, nem parece ter qualquer vida orgânica para absorvê-lo como biomassa. Acredita-se que no passado Vénus possuía oceanos como os da Terra, que se evaporaram quando a temperatura se elevou, restando uma paisagem desértica, seca e poeirenta, com muitas pedras em forma de placas. A água provavelmente se dissociou e, devido à inexistência de um campo magnético, o hidrogênio foi arrastado para o espaço interplanetário pelo vento solar. A pressão atmosférica na superfície do planeta é 92 vezes a da Terra.
A superfície venusiana foi objeto de especulação até que alguns dos seus segredos foram revelados pela ciência planetária no século XX. Ele foi finalmente mapeado em detalhes pelo Projeto Magellan em 1990-91. O solo apresenta evidências de extenso vulcanismo e o enxofre na atmosfera pode indicar que houve algumas erupções recentes. Entretanto, a falta de evidência de fluxo de lava acompanhando algumas das caldeiras visíveis permanece um enigma. O planeta possui poucas crateras de impacto, demonstrando que a superfície é relativamente jovem, com idade de aproximadamente 300-600 milhões de anos. Não há evidência de placas tectônicas, possivelmente porque a crosta é muito forte para ser reduzida, sem água para torná-la menos viscosa. Em vez disso, Vénus pode perder seu calor interno em eventos periódicos de reposição da superfície

sábado, 28 de maio de 2011

                    AS MANCHAS SOLARES


Número de manchas solares observadas nos últimos 250 anos, mostrando os ciclos solares, cada uma com aproximadamente 11 anos de duração.
O número de manchas solares visíveis no Sol não é constante, mas varia ao longo de um ciclo de 11 anos chamado de ciclo solar. No início do ciclo solar (no chamado período de atividade mínima), poucas manchas são visíveis, e por vezes nenhuma é vista. Estas que aparecem estão em altas latitudes solares. À medida que o ciclo solar continua, o número de manchas aumenta, e as manchas movem-se em direção ao equador solar, um fenômeno descrito pela lei de Spörer. Manchas solares geralmente ocorrem em pares, de polaridades opostas. A polaridade magnética dos pares alternam-se a cada ciclo solar (relativo à posição do par), tendo um pólo magnético norte em um ciclo e sul no próximo (e vice-versa na outra mancha).
O ciclo solar possui grande influência na meteorologia do espaço, e influencia significantemente o clima na Terra, visto que a luminosidade solar está diretamente relacionada à atividade magnética do Sol. Quando o Sol está no período de atividade mínima, costuma-se registrar temperaturas médias mais baixas do que o normal na Terra. Por outro lado, temperaturas médias mais altas do que o normal estão correlacionadas com ciclos solares mais longos que o geral. No século XVII, o ciclo solar aparentemente parou por completo por várias décadas, visto que poucas manchas solares foram observadas durante este período. A Europa experenciou temperaturas muito baixas durante este século, fenômeno que foi denominado mínimo de Maunder ou Pequena Idade do Gelo. Períodos estendidos de atividade mínima mais antigos foram descobertos através da análise de anéis de árvores, também aparentemente coincidindo com temperaturas globais mais baixas do que o normal.
Estudos de heliosismologia executados a partir de sondas espaciais permitiram observar certas "vibrações solares", cuja freqüência cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções. A cada 22 anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos pólos, que resulta em dois ciclos de 18 anos com incremento da atividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera da atmosfera terrestre.
Possível ciclo a longo termo
Uma teoria recente argumenta que instabilidades magnéticas existentes no núcleo do Sol causariam flutuações com períodos de 41 000 ou 100 000 anos. Isto poderia explicar melhor as idades do gelo do que os ciclos de Milankovitch.
                            a imagem mostra uma mancha maior que a Terra



Se a tendência atual continuar, por volta de 2016 o Sol pode ficar totalmente sem manchas e assim permanecer ao longo de décadas.
Um fenômeno semelhante, que ocorreu no século 17, coincidiu com um período prolongado de resfriamento na Terra.
Conhecido como "Pequena Era do Gelo", o maior Mínimo Solar já registrado durou 70 anos. O chamado Mínimo de Maunder durou de 1645 a 1715, com a Terra experimentando temperaturas muito baixas.
Embora os mínimos solares normalmente durem cerca de 16 meses, o atual se estendeu por 26 meses, o mais longo em um século.
As manchas solares surgem quando ressurgências do campo magnético do Sol aprisionam plasma ionizado em sua superfície. Normalmente, o gás superaquecido, eletricamente carregado, libera seu calor e mergulha de volta abaixo da superfície. Mas o campo magnético inibe este processo.
Em artigo publicado na revista Science, Phil Berardelli relata o trabalho dos astrônomos Matthew Penn e William Livingston, do Observatório Nacional Solar em Tucson, Arizona, que vêm estudando as manchas solares desde 1990.
Usando uma técnica de medição chamada Separação de Zeeman, os astrônomos analisaram mais de 1.500 manchas solares e concluíram que a intensidade do campo magnético das manchas solares caiu de uma média de cerca de 2.700 gauss para cerca de 2.000 gauss. A intensidade média do campo magnético da Terra tem menos de 1 gauss.
Eles não sabem explicar as razões para tal diminuição. Mas se a tendência continuar, a força do campo magnético das manchas solares vai cair para uma média de 1.500 gauss já em 2016. 
Como 1.500 gauss é o mínimo necessário para produzir manchas solares, os astrônomos afirmam que elas poderão não ser mais geradas a partir de então. Foi justamente isso o que aconteceu durante o Mínimo de Maunder. Mas Livingston adverte que a previsão de zero manchas solares pode ser prematura.
As manchas solares recentemente não possuem fortes pontos rodeados por halos, chamados penumbras, como se viu durante o último máximo solar, a maior parte da safra atual apresenta poucas ou nenhuma penumbra.
Mas há quem discorde deles. O físico David Hathaway, do Centro de Voos Espaciais Marshall, da NASA, achou o estudo interessante, mas acha que os dois astrônomos podem ter deixado de lado pequenas manchas solares, o que pode ter elevado a média registrada.


O ciclo solar possui grande influência na meteorologia do espaço, e influencia significantemente o clima na Terra, visto que a luminosidade solar está diretamente relacionada à atividade magnética do Sol. Quando o Sol está no período de atividade mínima, costuma-se registrar temperaturas médias mais baixas do que o normal na Terra. Por outro lado, temperaturas médias mais altas do que o normal estão correlacionadas com ciclos solares mais longos que o geral. No século XVII, o ciclo solar aparentemente parou por completo por várias décadas, visto que poucas manchas solares foram observadas durante este período.  Períodos estendidos de atividade mínima mais antigos foram descobertos através da análise de anéis de árvores, também aparentemente coincidindo com temperaturas globais mais baixas do que o normal.
Estudos de heliosismologia executados a partir de sondas espaciais permitiram observar certas "vibrações solares", cuja freqüência cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções. A cada 22 anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos pólos, que resulta em dois ciclos de 18 anos com incremento da atividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera da atmosfera terrestre.Uma teoria recente argumenta que instabilidades magnéticas existentes no núcleo do Sol causariam flutuações com períodos de 41 000 ou100 000 anos. Isto poderia explicar melhor as idades do gelo do que os ciclos de Milankovitch.



O destino da Terra é precário. Como uma gigante vermelha, o Sol terá um raio máximo maior de 250 UA, maior do que a órbita atual da Terra. Porém, quando o Sol tornar-se uma gigante vermelha, a estrela terá perdido cerca de 30% de sua massa atual, devido à massa perdida no vento solar, com os planetas afastando-se gradualmente do Sol, à medida que o Sol perde massa. Este fator por si mesmo provavelmente seria o suficiente para permitir que a Terra não fosse engolida pelo Sol, visto que a Terra afastar-se-ia o suficiente da estrela, mas pesquisas recentes mostram que a Terra será engolida pelo Sol devido à forças de maré.
Mesmo que a Terra não seja incinerada pelo Sol, a água do planeta evaporará, e a maior parte de sua atmosfera escapará para o espaço. De fato, o Sol gradualmente a torna-se mais brilhante com o passar do tempo, mesmo na sequência principal (10% a cada 1 000 000 000anos), com sua temperatura de superfície gradualmente aumentando com o tempo. O Sol foi no passado menos brilhante, sendo que no início possuía 75% da luminosidade atual, uma possível razão pela qual a vida em terra firme somente existiu nos últimos 1 000 000 000 anos. Em outros 1 000 000 000 anos, o aumento da temperatura fará com que a superfície da Terra torne-se quente demais para possibilitar a existência de água líquida, e portanto, impossibilitará vida na Terra em sua forma atual.
A fusão de hélio sustentará o Sol por cerca de 100 milhões de anos, quando então o hélio no núcleo solar esgotará. O Sol não possui massa o suficiente para converter carbono em oxigênio, e portanto, não explodirá como uma supernova. Ao invés disso, após o término da fusão de hélio, intensas pulsações térmicas farão com que o Sol ejete suas camadas exteriores, formando uma nebulosa planetária. O único objeto que permanecerá após a ejeção será o extremamente quente núcleo solar, que resfriará gradualmente, permanecendo como uma anã branca com metade da massa atual (com o diâmetro da Terra) por bilhões (mil milhões) de anos. Este cenário de evolução estelar é típico de estrelas de massa moderada e baixa.



Fonte: National Solar Observatory

quinta-feira, 26 de maio de 2011

                  OS SISTEMAS BINÁRIOS


                            Sistema Binário Alpha crucis, na constelação de Crux

Em astronomia, sistema binário é um sistema composto por dois corpos celestes orbitando em torno de um centro de massa comum, ligados gravitacionalmente entre si e que à vista desarmada, ou com uma pequena ampliação, aparentam serem apenas um. O termo é frequentemente utilizado para referir-se a estrelas binárias, mas também é utilizado em outros sistemas, tais como asteroides, planetas, e galáxias. Segundo recenseamentos efectuados entre as estrelas da Via Láctea, um terço dos sistemas estelares são binários.
Tão próximas estão entre si que, muitas vezes, é necessário o uso de técnicas especiais para se ter certeza se o objeto observado é ou não uma estrela dupla. Entre essas técnicas podemos citar:
análise espectroscópica
quantidade de raios X emitida
observação de eclipses
Índice
Até a descoberta de autênticas binárias, em 1793, por William Herschel (1738-1822), acreditava-se que todas as estrelas duplas resultavam de um efeito de perspectiva.
Num sistema binário, os dois componentes gravitam em torno de um centro de gravidade comum. Às vezes, seu período de revolução é breve - menos de 20 minutos em certos casos extremos; outras vezes, ao contrário, é muito longo. Gama de Virgem, próxima de Spica (Alfa da Virgem), é constituída por dois elementos que tem exatamente o mesmo brilho, com período de revolução de 180 anos. Seu afastamento angular é maior hoje do que no início do século XX, por causa do deslocamento das duas estrelas em relação à linha de observação. O par pode ser visto separado através de um pequeno telescópio, mas por volta de 2016, quando a distância aparente entre as duas estrelas será mínima, Gama de Virgem aparecerá como uma estrela única, exceto nos grandes telescópios.
Um sistema binário facilmente localizável é o formado por Mizar e sua companheira Alcor, na constelação da Ursa Maior. Esta foi a primeira estrela dupla a ser descoberta por telescópio. Como Alfa de Centauro, é formada por dois elementos de brilhos muito diferentes, um de magnitude 2,4 e outro de magnitude 3,9. Em alguns pares, como Gama de Áries, os dois componentes têm o mesmo tipo de espectro. É comum todavia, que os elementos de um sistema binário se diferenciem pelo contraste entre suas cores. Antares, por exemplo, a brilhante estrela vermelha de Escorpião possui uma pálida companheira branco-azulada, o mesmo acontecendo à gigante vermelha Alfa de Hércules. O melhor exemplo talvez, o de Beta de Cisne, também chamada de Albireo, cujo componente primário é amarelo-dourado, e o secundário é azul-branco.
Importância.
Pensava-se antigamente que os sistemas binários resultavam de uma fragmentação de uma estrela, instabilizada por um movimento de rotação muito rápido. Hoje em dia, considera o mais provável que os componentes dos sistemas binários formaram-se independentes, mas simultaneamente, na mesma região do espaço. Os binários desempenham um papel capital em astronomia. Particularmente, a observação do movimento orbital de seus componentes permite-se que avalie a massa do sistema, embora seja difícil avaliar a massa de uma estrela isolada. Por outro lado, o estudo da curva luminosa dos sistemas binários eclípticos permite que se calcule o diâmetro de seus componentes. Um catálogo de todos os sistemas binários visuais - isto é, que podem ser observadas como estrelas duplas através dos telescópios - então conhecidos foi organizado em 1963 por H.M. Jeffers e Van de Bos.

quarta-feira, 25 de maio de 2011

ESTRELA DE NEUTRÔNS




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 que uma estrela  maior do que cerca de 1,5 massas solares e que tenha menos de 5 vezes a massa do sol. Se a estrela tiver menos de 1,5 massas solares, ela  não terá o material e  gravidade necessária  para comprimir o objeto suficientemente. Então a estrela se espande se tornando então, apenas uma anã branca. É como será o destino do nosso sol daqui a cerca de 5 bilhões de anos.
Se a estrela tiver mais de 5 vezes a massa do Sol, é coniderada uma estrela é muito massiva e vai acabar colapsando em um buraco negro.
Mas se a  estrela estiver mesmo entre essas massas, acontecerá uma explosão de supernova. Essa explosão ejeta as camadas externas da estrela para o espaço formando uma  supernova o que aumentará o seu brilho em até 1 milhão de vezes  e então o nucleo  central da estrela  se comprime sob uma intensa gravidade o que faria uma colher de sopa pesar até 1 tonelada. É uma radiação com uma gravidade tão intensa que se comprime  prótons e os elétrons dos átomos que se fundem  formando nêutrons, como se fosse apenas um simples núcleo atômico gigantesco. Formando-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.

                                          O PULSAR DO CARANGUEJO


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  pulsar tem aproximadamente 25 km de diâmetro e os "feixes" do pulsar giram uma vez a cada 33 milisegundos, ou 30 vezes por segundo. O vento relativístico transbordante da estrela de nêutrons gera emissão síncrotron, que produz a maior parte da emissão da nebulosa, desde ondas de rádio a raios gama. A característica mais dinâmica na parte interior da nebulosa é o ponto onde o vento equatorial do pulsar atinge a nebulosa que o cerca, formando um choque de terminação. O formato e a posição desta característica muda rapidamente, com o vento equatorial aparecendo como uma série de características parecidas com nuvens que imergem, tornam-se brilhantes e então, empalidecem, à medida que se movem para longe do pulsar em direção ao corpo principal da nebulosa. O período de rotação do pulsar está desacelerando na taxa de 38 nano-segundos por dia devido às grandes quantidades de energia levadas pelo vento do pulsar.

segunda-feira, 23 de maio de 2011

O QUE ESTÁ ACONTECENDO NO CENTRO DA GALÁXIA ESPIRAL M1O4


Os espetaculares aneis de poeira de M104 abrigam muitas estrelas jovens e brilhantes



O que está acontecendo no centro desta galáxia espiral? Batizada de Galáxia do Sombreiro por sua semelhança com o famoso chapéu, M104 dispõe de uma proeminente faixa de poeira e um halo brilhante de estrelas e aglomerados globulares.
As razões para a aparência de chapéu da galáxia do Sombreiro incluem uma incomum e elevada protuberância central de estrelas e proeminentes faixas de poeira escura que aparecem em um disco que vemos quase de lado. Bilhões de velhas estrelas causam a luz difusa do extenso bojo central.

Um olhar mais detalhado da protuberância na fotografia acima mostra muitos pontos de luz que são, na verdade, aglomerados globulares. Os espetaculares anéis de poeira de M104 abrigam muitas estrelas jovens e brilhantes, e mostram intrincados detalhes que os astrônomos ainda não compreendem inteiramente.

O centro do Sombreiro brilha em todo o espectro eletromagnético e imagina-se que abrigue um grande buraco negro. A luz de cinqüenta milhões de anos de idade da Galáxia do Sombreiro pode ser vista com um pequeno telescópio na direção da constelação de Virgem.

domingo, 22 de maio de 2011

                                   CEFEIDAS

Uma cefeida é uma estrela gigante ou supergigante amarela, de 4 a 15 vezes mais massiva que o Sol e de 100 a 30 000 vezes mais brilhante, cuja luminosidade varia de 0,1 a 2 magnitudes segundo um período bem definido, compreendido entre 1 e 100 dias, de onde ela tira seu nome de estrela variável. Elas foram chamadas segundo o protótipo de estrela δ da constelação de Cepheus.
As cefeidas tiveram um papel importante nos anos 1910 - 1920, quando Henrietta Leavitt, trabalhando na Universidade de Harvard, notou a presença de diversas cefeidas nas Nuvens de Magalhães. Ela observou que o período dessas cefeidas é proporcional ao seu brilho. Leawitt formula assim uma relação entre o período de variação e a luminosidade aparente dessas estrelas particulares. Assim, basta medir a distância de uma dessas cefeidas para se obter uma relação geral unindo seu período e sua luminosidade absoluta, e ainda melhor, determinar a distância de qualquer outra cefeida, onde quer que ela esteja. Tal medida será realizada pela primeira vez em 1916, novamente na Universidade de Harvard, por Harlow Shapley, que com isso completa a descoberta de Henrietta Leawitt. A partir dessa data, as cefeidas tornaram-se a referência para medir a distância de astros cada vez mais distantes no Universo

Características


Diagrama de Hertzsprung-Russell adaptado de Powell. A faixa de instabilidade é mostrada e contém a região variável da Cefeida (em vermelho) e a região RR Lyrae (em azul).
Jovem mas de estrutura mais evoluída que o nosso Sol, uma cefeida deve sua energia luminosa às reações de fusão nuclear que, na sua região central, transformam o hélio em carbono. A parte externa da estrela se contrai e se dilata alternativamente, devido a um desequilíbrio mantido pela pressão dos gases e da gravidade. Esses movimentos são acompanhados de mudanças de temperatura responsáveis pela variação periódica da luminosidade. O período de variação de brilho de uma cefeida representa aproximadamente duas vezes o tempo necessário a uma onda de pressão para se propagar do centro da estrela à sua superfície; ele depende do estado do meio atravessado pela onda e constitui por isso uma fonte preciosa de informações sobre a estrutura interna da estrela.

[editar]Relação período-luminosidade

A relação empírica entre o período de uma cefeida, P (em dias), e sua magnitude absoluta Mv é dada por
 M_v = -2,76 log(P) - 1,4 \,
Essa relação é derivada de dados coletados de Cefeidas cujas distâncias foram determinadas por outros métodos.


As cefeidas têm um papel muito importante como padrões de medidas de distância no Universo graças à relação período-luminosidade que as caracteriza: quanto mais luminosa for uma cefeida, maior será seu período de variação de brilho, pois quanto maior o volume da estrela maior será o trajeto que as ondas de pressão deverão percorrer.
A partir do momento que se conhece o período de uma cefeida, facilmente mensurável, a relação período-luminosidade permite determinar a luminosidade intrínseca dessa estrela. Por uma simples comparação com sua luminosidade aparente, deduz-se sua distância, e com isso a distância da galáxia onde ela se localiza.
Extremamente brilhantes, logo visíveis de longe, as cefeidas são detectadas atualmente em outras galáxias até a distância de 80 milhões de anos-luz graças ao telescópio espacial Hubble. A determinação dessas distâncias é essencial para o cálculo do valor da constante de Hubble, que mede o ritmo de expansão do Universo. O ponto delicado reside na classificação absoluta da relação período-luminosidade, que necessita determinar independentemente de maneira exata a distância de ao menos algumas cefeidas situadas na nossa galáxia.
Além disso, deve-se ter em conta que, ao se determinar a luminosidade de uma cefeida a partir da relação período-luminosidade, deve-se saber que as galáxias, e logo as cefeidas que elas contêm, não são idênticas, mas diferentes pela sua composição química. Foi o que se constatou ao longo dos últimos anos com a análise de grande número de cefeidas detectadas em duas galáxias vizinhas, as Nuvens de Magalhães.


sexta-feira, 20 de maio de 2011

           Imagem mostra tempestade em Saturno




  A atmosfera do planeta Saturno normalmente parece plácida e calma, mas uma vez a cada ano de Saturno (cerca de 30 anos da Terra), conforme a primavera chega ao hemisfério Norte do planeta gigante, há um movimento profundo que leva a um dramático distúrbio.
A última dessas tempestades foi primeiro detectada por rádio e por ondas de plasma pela sonda Cassini, em órbita ao redor do planeta e também rastreada por astrônomos amadores em dezembro de 2010.
Esta é apenas a sexta dessas enormes tempestades observadas desde 1876 e a primeira a ser estudada com infravermelho — para ver as variações de temperatura da tempestade — e a primeira a ser observada por uma sonda em órbita.
— Este distúrbio no hemisfério Norte de Saturno criou uma gigantesca e violenta erupção de nuvem luminosa que se espalhou e cercou todo o planeta — explica o autor do estudo Leigh Fletcher, da Universidade de Oxford.
A tempestade pode ter começado no fundo das nuvens de água, onde um fenômeno semelhante ao de uma tempestade levou a criação de uma nuvem gigante: assim como o ar quente sobe em uma sala aquecida, essa massa de gás foi para cima e explodiu na atmosfera de Saturno. Estes distúrbios interagiram com os ventos em movimento leste e oeste e causaram mudanças dramáticas de temperatura no alto da atmosfera.
— Nossa observação mostra que a tempestade teve mais efeito na atmosfera, transportando energia por grandes distâncias, modificando os ventos atmosféricos e mexendo com a evolução sazonal lenta de Saturno — diz Glenn Orton, outro membro da equipe, do Laboratório Jet Propulsion, em Pasadena, EUA.

quarta-feira, 18 de maio de 2011

                         OS BURACOS NEGROS

Reprodução artística do sistema binário observado na NGC 7793, no qual o buraco negro está inserido. (Crédito: ESO/L. Calçada)
Astrônomos da European Southern Observatory (ESO) divulgaram nesta quarta-feira (7) a observação da liberação de uma bolha de gás quente por parte de um buraco negro localizado nas imediações da constelação do Escultor e distante 12 milhões de anos-luz da Terra. É a maior propulsão de jatos já detectada por telescópios terrestres de um buraco negro.
O fenômeno foi detectado nas proximidades da galáxia espiral NGC 7793 pelo telescópio Very Large Telescope em combinação com o Chandra X-Ray Telescope, da Nasa.
Os pesquisadores puderam notar o momento no qual o jato expelido pelo buraco negro se encontrou com o gás interestelar na região, gerando uma esfera que se infla a uma velocidade de 1 milhão de quilômetros por hora. A esta taxa, os astronômos acreditam que o fenômeno aconteceu há, pelo menos, 200 mil anos.
Conhecido como microquasar, o objeto exalou gases a uma distância de 1000 anos-luz, valor duas vezes maior do que é o comum em fenômenos como esse. A intensidade da propulsão também impressionou os estudiosos.
"Este buraco negro tem apenas algumas massas solares, mas é quase uma miniatura de quasares poderosos e de rádio galáxias, que contêm versões com milhões de massas de estrelas como a nossa", explica Manfred Pakull, principal autor da descoberta e membro da Universidade de Estrasburgo, publicada na edição desta semana da revista Nature.
A pesquisa deve ajudar a compreender semelhanças entre buracos negros pequenos e grandes, estes últimos tidos como presentes no centro das galáxias, segundo os astrônomos.
Corpos celestes singulares
Buracos negros são o estágio final da evolução de estrelas muito pesadas, algumas com milhares de vezes a massa do Sol. Astros como esse duram apenas milhões de anos e costumam se extinguir com explosões conhecidas como supernovas.
O peso das camadas exteriores dos resquícios de uma supernova podem levar à formação de um objeto sem dimensão e com densidade infinita conhecido como singularidade, cujo entorno apresenta gravidade tão intensa que nem a luz consegue escapar.
A esta região em volta de uma singularidade é que se dá o nome buraco negro. Suas dimensões são definidas por uma constante conhecida como Raio de Schwarzschild. A superfície de um buraco negro é conhecida como horizonte de eventos.
Toda informação desta região não consegue ser detectada, uma vez que a velocidade da luz é o limite conhecido para a taxa de deslocamento de qualquer fenômeno.
A maior explosão já vista no espaço foi causada por estrela despedaçada por buraco negro
A explosão mais brilhante, duradoura e variável já vista ocorreu em 28 de março no espaço, há cerca de 3,8 bilhões de anos-luz da Terra, na constelação Draco. A radiação de alta energia continua a iluminar e desaparecer do local.
A poderosa explosão intrigou astrônomos. Como, exatamente, isso aconteceu? Segundo os cientistas, pode ter sido o grito de morte de uma estrela conforme ela foi destroçada por um buraco negro.
A explosão parece de raios gama, o tipo mais poderoso de explosão do universo, que geralmente marca a destruição de uma estrela massiva. Entretanto, as emissões desses eventos dramáticos nunca duram mais do que algumas horas.
Também, apesar dos cientistas conhecerem objetos da nossa galáxia que podem produzir explosões repetidas, elas são milhões de vezes menos potentes que essas explosões.
Os cientistas estão utilizando diversos observatórios espaciais da NASA para estudar a explosão maciça. Ela foi detectada em 28 de março, através de uma erupção de raios-X, a primeira de uma série de explosões poderosas. O nome dado a ela foi explosão de raios gama 110328A.
Após a descoberta, os cientistas identificaram a fonte exata da explosão, o centro de uma pequena galáxia na constelação de Draco.
Daí surgiu a teoria de que a explosão incomum provavelmente surgiu quando uma estrela vagou muito próxima ao buraco negro central de sua galáxia. O fato de que a explosão ocorreu no centro de uma galáxia torna mais provável que ela esteja associada a um buraco negro maciço.
Forças intensas provavelmente despedaçaram a estrela, e o gás que restou continua a fluir em direção ao buraco negro. Segundo este modelo, o buraco negro formou um jato, que é a poderosa explosão de raios-X e raios gama.
Ou seja, os cientistas acreditam que os raios-X podem ser provenientes de matéria que se move perto da velocidade da luz em um jato de partículas formados pelo gás da estrela, que é absorvido em direção ao buraco negro.
A maioria das galáxias, incluindo a nossa, contêm buracos negros centrais com milhões de vezes a massa do sol. A estrela provavelmente sucumbiu a um buraco negro, menos massivo do que o da Via Láctea. O principal buraco negro da nossa galáxia tem uma massa cerca de 4 milhões de vezes a do sol.
Os astrônomos já detectaram estrelas despedaçadas por buracos negros supermassivos antes, mas nenhuma delas tem o brilho de raios-X e a variabilidade dessa explosão, que tem queimado repetidamente.
Os astrônomos vão continuar observando a explosão, para procurar por mais detalhes e mudanças.

terça-feira, 17 de maio de 2011

                   A TEORIA DO BIG BANG

                                                      A TEORIA DO BIG BANG
O Big Bang é a teoria cosmológica dominante do desenvolvimento inicial do universo (ver também: Big Bang Frio). Os cosmólogos usam o termo "Big Bang" para se referir à ideia de que o universo estava originalmente muito quente e denso em algum tempo finito no passado e, desde então tem se resfriado pela expansão ao estado diluído atual e continua em expansão atualmente. A teoria é sustentada por explicações mais completas e precisas a partir de evidências científicas disponíveis e da observação. De acordo com as melhores medições disponíveis em 2010, as condições iniciais ocorreram por volta de 13,3 a 13,9 bilhões de anos atrás.
Georges Lemaître propôs o que ficou conhecido como a teoria Big Bang da origem do Universo, embora ele tenha chamado como "hipótese do átomo primordial". O quadro para o modelo se baseia na teoria da relatividade de Albert Einstein e hipóteses simplificadoras (como homogeneidade e isotropia do espaço). As equações principais foram formuladas por Alexander Friedmann. Depois Edwin Hubble descobriu em 1929 que as distâncias de galáxias distantes eram geralmente proporcionais aos seus desvios para o vermelho, como sugerido por Lemaître em 1927. Esta observação foi feita para indicar que todas as galáxias muito distantes e aglomerado de galáxias têm uma velocidade aparente diretamente para fora do nosso ponto de vista: quanto mais distante, maior a velocidade aparente. Se a distância entre os aglomerados de galáxias está aumentando hoje, todos deveriam estar mais próximos no passado. Esta idéia tem sido considerada em detalhe volta no tempo para as densidades e temperaturas extremas, e grandes aceleradores de partículas têm sido construídos para experimentar e testar tais condições, resultando em significativa confirmação da teoria, mas estes aceleradores têm capacidades limitadas para investigar em tais regimes de alta energia. Sem nenhuma evidência associada com a maior brevidade instantânea da expansão, a teoria do Big Bang não pode e não fornece qualquer explicação para essa condição inicial, mas sim, que ela descreve e explica a evolução geral do Universo desde aquele instante. As abundâncias observadas de elementos leves em todo o cosmos se aproximam das previsões calculadas para a formação destes elementos de processos nucleares na expansão rápida e arrefecimento dos minutos iniciais do Universo, como lógica e quantitativamente detalhado de acordo com a nucleossíntese do Big Bang.
Fred Hoyle é creditado como o criador do termo Big Bang durante uma transmissão de rádio de 1949. Popularmente é relatado que Hoyle, que favoreceu um modelo cosmológico alternativo chamado "teoria do estado estacionário", tinha por objetivo criar um termo pejorativo, mas Hoyle explicitamente negou isso e disse que era apenas um termo impressionante para destacar a diferença entre os dois modelos. Hoyle mais tarde ajudou consideravelmente no esforço de compreender a nucleossíntese estelar, a via nuclear para a construção de alguns elementos mais pesados até os mais leves. Após a descoberta da radiação cósmica de fundo em 1964, e especialmente quando seu espectro (ou seja, a quantidade de radiação medida em cada comprimento de onda) traçou uma curva de corpo negro, muitos cientistas ficaram razoavelmente convencidos pelas evidências de que alguns dos cenários propostos pela teoria do Big Bang devem ter ocorrido.
                                                               O BIG BANG  FRIO
Big Bang Frio é uma designação usada em Cosmologia para denotar uma temperatura de zero absoluto no começo do Universo, ao invés de um Big Bang (quente).
Numa tentativa de entender a origem dos átomos, Georges Lemaître propôs (em 1927) que, antes da expansão do Universo ter começado, toda a matéria no Universo formava uma bola gigante de líquido nuclear a uma temperatura extremamente baixa. A baixa temperatura era necessária para permitir uma coesão suficiente dentro do átomo primordial de Lemaître, em virtude da agitação térmica.
Em 1966, David Layzer propôs uma variante da cosmologia de Lemaître na qual o estado inicial do Universo estava próximo do zero absoluto. Usando a Termodinâmica, Layzer argumentou que, ao invés de um estado inicial com alta entropia, o Universo primordial estava num estado de entropia muito baixa, próximo do zero absoluto.
                                              A  FORMAÇÃO DOS PRIMEIROS ÁTOMOS




Radiação de Fundo resultante do Big Bang.
A nucleossíntese foi a formação inicial dos primeiros núcleos atômicos elementares (hidrogênio e hélio). Ela ocorreu porque a atuação da Força Nuclear Forte acabou atraindo prótons e nêutrons que se comprimiram em núcleos primitivos. Sabe-se que esta força nuclear forte só é eficaz em distâncias da ordem de 10-13 cm. Presume-se que a nucleossíntese ocorreu 100 segundos após o impulso inicial, e que esta foi seguida de um processo de repentino resfriamento devido à irradiação que, segundo alguns, ocasionou o surgimento dos núcleos — segundo outros, o surgimento dos núcleos ocasionou o resfriamento. Em função da nucleossíntese, a matéria propriamente dita passou a dominar o universo primitivo, pois sabe-se que a densidade de energia em forma de matéria passou, a partir daquele momento, a ser maior do que a densidade em forma de radiação. Isso se deu em torno de 10 mil anos após o impulso inicial.
Com a queda da temperatura universal, os núcleos atômicos de hidrogênio, hélio e lítio recém-formados se ligaram aos elétrons, formando assim átomos completos desses elementos. Presume-se que isso se deu em torno de 300 mil anos após o chamado marco zero. A temperatura universal estava então em torno de 3.000 K.
O processo, ou a era da formação atômica, segundo alguns pesquisadores, durou cerca de um milhão de anos aproximadamente. À medida que se expandia a matéria, a radiação que permeava o meio se expandia simultaneamente pelo espaço, porém em velocidade muito maior, ultrapassando a primeira. Daquela energia irradiada sobraram alguns resquícios em forma de micro-ondas, que foram detectadas em 1965 por Arno A. Penzias e Robert W. Wilson, tendo sido chamada de radiação de fundo. O "som" característico da radiação propagada é semelhante ao ruído térmico, ou seja, um silvo branco (ruído branco contendo todas as frequências), contínuo, linear igual ao ruído que se ouve num receptor de televisão, ou de receptores de frequência modulada quando estão fora de sintonia. O som característico é um "sssssss" constante, ou um ruído de cachoeira.
O satélite COBE, em 1992, descobriu flutuações na radiação de fundo recebida que explicariam a formação das galáxias logo após a Grande Explosão.
Um exemplo ilustrativo da expansão repentina a que se seguiu após o evento inicial, seria que a matéria comprimida num volume hipotético do tamanho de uma cabeça de alfinete, em torno de 1 mm de diâmetro, se expandiria para cerca de 2 mil vezes o tamanho do nosso sol.
Antes de completar um segundo de idade, o Universo estava na era da formação dos prótons e nêutrons. Os nêutrons tendem a decair espontaneamente em prótons, porém prótons recém formados pelo decaimento não decaem. Devido a experimentos em aceleradores de partículas, sabe-se que o universo naquela era, (1 segundo aproximadamente), ficou com 7 prótons para cada nêutron — uma massa turbilhonante das partículas mais elementares. Era também mais denso do que o ferro e tão opaco que nenhuma luz conseguiria penetrá-lo.
Outro dado apontado pelas pesquisas realizadas leva à cifra de aproximadamente 500 mil anos, em média, do resfriamento universal acelerado. Supõe-se que as partículas elementares, ao se fundirem formando hidrogênio e hélio, formaram imensos bolsões de gás que poderiam ter sido causados por pequenas alterações da gravidade, resultando assim em protogaláxias que teriam originado estrelas entre 1 e 2 bilhões de anos após o Big Bang.
A evolução estelar aponta para as gigantes vermelhas e supernovas, que durante a sua vida, geraram o carbono e demais átomos. Todos os elementos, presume-se, seriam espalhados no meio interestelar a partir das supernovas; uma data limítrofe para esses eventos estaria em torno de 1,1 bilhão de anos após a explosão inicial.
As supernovas semearam nas galáxias a matéria-prima para posteriores nascimentos de estrelas.

segunda-feira, 16 de maio de 2011

                          CONHECENDO JUPITER



Júpiter é o maior planeta do Sistema Solar, tanto em diâmetro quanto em massa e o quinto mais próximo do Sol.[10] Possui menos de um milésimo da massa solar, mas 2,5 vezes a massa de todos os outros planetas em conjunto. É um planeta gasoso junto com Saturno, Urano e Neptuno. Estes quatro planetas são por vezes chamados de planetas jupiterianos ou planetas jovianos. Júpiter é um dos quatro gigantes gasosos, isto é, não é composto primariamente de matéria sólida.[11]
Júpiter é composto principalmente de hidrogênio e hélio. O planeta também pode possuir um núcleo composto por elementos mais pesados. Por causa de sua rotação rápida, de cerca de dez horas, ele possui o formato de uma esfera oblata. Sua atmosfera é dividida em diversas faixas, em várias latitudes, resultando em turbulência e tempestades onde as faixas se encontram. Uma dessas tempestades é a Grande Mancha Vermelha, uma das características visíveis de Júpiter mais conhecidas e proeminentes, cuja existência data do século XVII,[12] com ventos de até 500 km/h e possuindo um diâmetro transversal duas vezes maior do que a Terra.[13]
Júpiter é observável a olho nu, com uma magnitude aparente máxima de -2,8, sendo no geral o quarto objeto mais brilhante no céu, depois do Sol, da Lua e de Vênus.[14] Por vezes, Marte aparenta ser mais brilhante do que Júpiter. O planeta era conhecido por astrônomos de tempos antigos e era associado com as crenças mitológicas e religiosas de várias culturas. Os romanos nomearam o planeta de Júpiter, um deus de sua mitologia.[15]
Júpiter possui um tênue sistema de anéis, e uma poderosa magnetosfera. Possui ao menos 63 satélites, dos quais se destacam os quatro descobertos por Galileu Galilei em 1610: Ganímedes, o maior do Sistema Solar, Calisto, Io e Europa,[16] os três primeiros são mais massivos que a Lua e o primeiro, tem um diâmetro maior que o do planeta Mercúrio.[17]
Em tempos modernos, várias sondas espaciais visitaram Júpiter,[18] todas elas de origem estado-unidense. A Pioneer 10 passou por Júpiter em Dezembro de 1973, seguida pela Pioneer 11, cerca de um ano depois.[19] A Voyager 1 passou em março de 1979, seguida pela Voyager 2 em Julho do mesmo ano.[20] A Galileu entrou em órbita de Júpiter em 1995, enviando uma sonda através da atmosfera de Júpiter no mesmo ano e conduzindo múltiplas aproximações com os satélites galileanos até 2003. A sonda Galileu também presenciou o impacto do cometa Shoemaker-Levy 9 em Júpiter em 1994, possibilitando a observação direta deste evento.[21] Outras missões incluem Ulysses, Cassini-Huygens, e New Horizons, que utilizaram o planeta para aumentar sua velocidade e ajustar sua direção aos seus respectivos objetivos. Um futuro alvo de exploração é Europa, satélite que potencialmente possui um oceano líquido.[22]

                        O PROJETO V.L.T.




O Very Large Telescope ou VLT é uma instalação do European Southern Observatory - ESO, que consiste na construção e no funcionamento do maior conjunto de telescópios ópticos do mundo em uma única localização.
Estes telescópios estão erguidos no Observatório Astronômico Cerro Paranal, localizado em Cerro Paranal, no deserto de Atacama, no norte do Chile. O centro de operações da ESO está em Garching bei München, Alemanha.
Cerro Paranal é uma montanha de 2.635 metros de altura, rodeada por uma região de clima desértico, distante de centros populacionais.
Vista geral dos observatórios
O Very Large Telescope é constituído por quatro telescópios de espelho primário de 8,2 m de diâmetro em edificações distintas, mas próximas uma das outras, que podem funcionar de forma independente ou de forma combinada. Eles captam luz visível e infravermelha.
Funcionando na forma combinada, os telescópios podem coletar a luz do céu como se fosse um único telescópio de 16,4 m de diâmetro, o que o torna o maior telescópio do mundo.
A luz de todos os telescópios pode ser combinada pelo interferômetro VLT (VLTI), que permitirá realizar observações ópticas com uma resolução sem precedentes, de 0,0005 segundos de arco, com o que, a princípio, o VLTI seria capaz de enxergar um astronauta na Lua.
Os telescópios de 8,2 m de diâmetro serão auxiliados por quatro telescópios menores móveis de 1,8 m de diâmetro, que podem ser utilizados junto com o interferômetro, fornecendo uma elevada resolução angular. Com esta configuração será possível obter imagens desde a faixa superior do ultravioleta, até a faixa de 25 micrômetros, no infravermelho.
Cada telescópio está alojado em um edifício compacto e controlado termicamente, que roda sincronizadamente com o telescópio. Os telescópios do VLT receberam nomes de objetos celestes, de acordo como os chamavam os Mapuches, indígenas do Chile que viviam principalmente no sul do país. Os nome são: telescópio Antu (Sol), telescópio Kueyen (Lua), telescópio Melipal (Cruzeiro do Sul) e o telescópio Yepun (Vênus).[1]
Foi também montando um outro telescópio denominado de VISTA: Visible and Infrared Telescope for Astronomy. Diversos instrumentos foram instalados junto a estes telescópios, dando a eles uma grande capacidade de observação.

domingo, 15 de maio de 2011

Nasa divulga primeiras imagens feitas por satélite em órbita de Mercúrio


Depois de seis anos viajando no espaço, Messenger começa a enviar fotografias da superfície do planeta


A Nasa divulgou nesta terça-feira (29) a primeira foto tirada da superfície de Mercúrio pela sonda orbital americana Messenger. É a primeira imagem feita por uma nave espacial em órbita do planeta mais próximo do Sol.
No total, a Messenger registrou 363 imagens durante mais de seis horas. As outras fotos serão exibidas nesta quarta-feira, durante entrevista coletiva concedida pela agência espacial americana.

Perto do Sol — Depois mais de seis anos de viagem, a sonda Messenger entrou na órbita de Mercúrio no dia 17 de março. É a primeira nave a orbitar o planeta. O orbitador está em uma órbita de 12 horas sobre o planeta a uma altitude mínima de 200 quilômetros. A Messenger está a 46,14 milhões de quilômetros do Sol e a 155,06 milhões de quilômetros da Terra. 

A nave está equipada com nove instrumentos científicos. Entre seus objetivos, estão mapear o planeta, determinar sua composição e sondar sua evolução geológica. É a primeira vez que todos os planetas rochosos do Sistema Solar - além da própria estrela - estão sob o monitoramento constante de satélites (Mercúrio, Vênus e Marte) e mesmo jipes-robôs (Marte).

A Messenger é sucessora da Mariner 10, única sonda que já havia se aproximado de Mercúrio, nos anos 70. A Mariner foi programada para fazer três passagens pelo planeta - mas fez as três pelo mesmo lado, e por isso mais da metade de Mercúrio nunca foi observada. É a missão que a Messenger começa agora cumprir.