A maior estrela já encontrada no Universo até o momento

VY Canis Majoris (VY CMa) é uma estrela hipergigante vermelha localizada na constelação do cão maior. Esta é a maior estrela conhecida e uma das mais luminosas. Uma equipe de astrônomos liderados por Roberta Humpreys, da Universidade de Minnesota através do Telescópio Espacial Hubble e do observatório de W.M. Keck, Havaí estimou que seu raio está entre 1.800 e 2.100 raios solares. Existem duas opinões controversas sobre esta estrela. Uma delas (segundo os estudos de Roberta Humpreys) é de que a estrela é uma hipergigante, muito grande e luminosa. A outra (com base nos estudos de Massey, Levesque e Plez) é de que a estrela é uma supergigante normal, com um raio estimado em 600 raios solares. No primeiro caso, sua superfície se estenderia além da órbita de Saturno. A estrela tem o volume de 2.940.000.000 (lê-se: dois bilhões e novecentos e quarenta milhões) planetas Terra. Estimações anteriores de seu diâmetro dizem-na ainda maior, com um raio de quatorze unidades astronômicas, o que equivale a 3.000 raios solares. VY Canis Majoris já perdeu cerca de metade da sua massa e o seu fim será, provavelmente, uma explosão de supernova, dentro de aproximadamente 3.200 anos. VY Canis Majoris está a 5.000 anos-luz de distância do Sol.

Créditos: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team

Pares de asteróides

Chamá-los de asteróides rochosos é um nome impróprio. Missões espaciais recentes têm mostrado que eles de maneira surpreendente perdem aglomerações de seixos que podem fazer com que seja difícil mantê-los unidos gravitacionalmente. Esse tipo de efeito pode explicar o fenômeno dos pares de asteróides. Os pesquisadores dizem que os asteróides podem literalmente se partirem devido a sua própria rotação como é mostrado na figura aqui reproduzida. A separação de um pedaço do asteróide ocorre quando a luz do Sol aquece a superfície irregular do objeto, fazendo com que o mesmo comece a girar. Eventualmente a velocidade de rotação do asteróide pode ficar tão rápida que grandes pedaços de rocha quebram e se separam do asteróide. Os pesquisadores observaram 35 pares de asteróides que pensam ter sido formados dessa maneira, sendo o pedaço que se soltou tendo menos de 60% da massa do asteróide pai. Os pares resultantes não formam sistemas binários (ou seja os pedaços orbitando um ao outro), contudo, devido a força gravitacional insuficiente o pedaço solto terá seu próprio caminho mas seguindo a órbita original do asteróide pai.

Créditos: Ciência e Tecnologia

O Universo conhecido

O vídeo Universo conhecido leva os telespectadores a uma viagem, dos Himalaias, através de nossa atmosfera para além do espaço até o nosso horizonte cósmico no espaço-tempo. Cada estrela, planeta, e quasar visto no filme é possível por causa do mapa mais completo em quatro dimensões do Universo. "The Digital Universe Atlas", é mantido atualizado por astrofísicos do Museu Americano de História Natural.

Créditos: Science Magazine

A Misteriosa Cratera Alongada de Marte

A Orcus Patera é uma enigmática depressão elíptica localizada próximo do equador marciano, no hemisfério leste do planeta. Localizada entre os vulcões Monte Elysium e Monte Olympus, essa formação ainda é um mistério. Muitas vezes sendo registrada de maneira geral, essa depressão bem definida se estende por aproximadamente 380 km de comprimento por 140 km de largura na direção NNE-SSW. Ela possui um anel que se ergue 1.800 m acima das planícies ao redor, enquanto que o assoalho da depressão localiza-se entre 400 m e 600 m abaixo do terreno ao redor. O termo ‘patera’ é utilizado para designar algo profundo, complexo ou crateras vulcânicas com formas irregulares como a Hadriaca Patera e a Tyrhena Patera na margem nordeste da bacia de impacto Hellas, apesar do nome e o fato dela estar posicionada próximo de vulcões, a verdadeira origem da Orcus Patera ainda não é esclarecida. Além do vulcanismo existem várias outras possíveis origens. A Orcus Patera pode ser uma grande e originalmente circular cratera de impacto, subseqüentemente deformada por forças compressionais. Alternativamente, ela poderia ter sido formada após a erosão de crateras de impacto alinhadas. Contudo, a explicação mais provável é que ela foi uma cratera oblíqua, quando um corpo celeste atingiu a superfície com um ângulo muito baixo, talvez menos de 5° acima da linha horizontal. A existência de forças tectônicas na Orcus Patera é evidente pela presença de numerosos grabens, estruturas de rift que cortam o anel. com mais de 2.5 km de largura esses grabens são orientadas de forma grosseira na direção L-W e só são visíveis no anel e nas redondezas próximas. Dentro da Orcus Patera, o grande graben não é visível, provavelmente tenha sido coberto por depósitos posteriores. Mas grabens menores estão presentes indicando que alguns eventos tectônicos ocorreram nesta região e também sugerindo que múltiplos episódios de deposição tenham ali acontecido. A ocorrência de cadeias enrugadas dentro da depressão provam que não somente forças extensionais foram necessárias para criar os grabens mas também forças compressionais deram forma para a região. As formas negras localizadas próximo do centro da depressão provavelmente foram formadas por processos dirigidos por ventos, onde material escuro escavados por eventos de pequenos impactos na depressão foram redistribuídos. Contudo, a presença de grabens e de cadeias enrugadas não solucionam a origem da Orcus Patera, pois essas feições geológicas podem ser encontradas em todo o planeta vermelho. Desse modo a verdadeira origem da Orcus Patera continua sendo um enigma para os cientistas.

Créditos: Ciência e Tecnologia

A Terra vista pela Estação Espacial Internacional (ISS)

Montagem de imagens feita por Don Pettit (Oregon State University) durante sua estadia na Estação Espacial Internacional. Mostrando a Terra do dia para noite.

Créditos: Oregon State University

Descoberto planeta pulverizado ao redor de estrelas binárias

Sistemas duplos estelares onde as estrelas se localizam muito próximo uma da outra pode não ser o melhor lugar para a vida florescer, de acordo com um novo estudo que utiliza dados do Telescópio Espacial Spitzer. O observatório infravermelho conseguiu identificar uma enorme quantidade de poeira ao redor de três estrelas maduras que possuem uma órbita muito próxima. De onde vem essa poeira? Os astrônomos dizem que ela pode ter origem em colisões planetárias que ocorreram nesse sistema. “Isso é ficção científica na vida real”, disse Jeremy Drake do Centro para Astrofísica Harvard-Smithsonian em Cambridge, Mass. “Nossos dados nos dizem que planetas que existam nesse tipo de sistema podem não ter muita sorte – as colisões poderiam ser muito comuns. Teoricamente é possível que planeta habitáveis poderiam existir ao redor desse tipo de estrela, então se isso aconteceu em algum momento, eles poderiam estar condenados”. Drake é o principal executor da pesquisa, publicada na edição de 19 de Agosto de 2010 da revista especializada Astrophysical Journal Letters. A classe particular de estrela dupla ou binária contemplada nesse estudo são as que possuem as menores distâncias entre elas entre as classes existentes. Chamadas de RS Canum Venaticorums, ou simplesmente RS CVns, elas são separadas por uma distância de apenas 3.2 milhões de quilômetros, ou dois por cento da distância entre a Terra e o Sol. O par de estrelas descreve uma órbita uma em relação a outra de poucos dias, com as estrelas eternamente mostrando a mesma face uma para a outra. As estrelas que fazem parte desse sistema duplo tem um tamanho similar ao Sol e têm provavelmente uma idade entre um bilhão e alguns bilhões de anos – a mesma idade que tinha o nosso Sol quando a vida começou a se desenvolver na Terra. Mas essas estrelas giram muito rapidamente, e como resultado disso, geram poderosos campos magnéticos e gigantescas manchas negras. A atividade magnética gera ventos estelares poderosos – uma versão muito mais forte do que o vento solar – que diminuem a velocidade das estrelas empurrando uma em direção a outra a cada instante. E nesse ponto é que o caos planetário pode ter começado. À medida que as estrelas se aproximam suas influências gravitacionais mudam e isso poderia causar distúrbios aos possíveis corpos planetários orbitando o sistema. Cometas e qualquer planeta que pudesse existir nesse sistema começaria a entrar em rota de colisão uns com os outros e algumas vezes essas colisões iriam acontecer mesmo. Esse cenário inclui planetas que teoricamente poderiam existir na chamada zona habitável das estrelas, uma região onde as temperaturas permitiriam que água existisse em seu estado líquido. Acredita-se que planetas não habitáveis tenham sido descobertos ao redor de qualquer estrela além do nosso Sol, e além disso esse tipo de sistema binário é conhecido como um bom sistema hospedeiro de planetas, por exemplo, um sistema que não faz parte desse estudo, chamado HW Vir possui dois planetas gigantes gasosos em suas órbitas. “Esse tipo de sistema apresenta uma situação relacionada aos estágios finais na vida de sistemas planetários”, disse Marc Kuchner, co-autor do trabalho e que pertence ao Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Md. “E essa etapa final pode ser um estágio bagunçado e violento”. O Spitzer registrou o brilho infravermelho de discos de poeira quentes, uma temperatura semelhante ao de um rio de lava derretida, ao redor do sistema binário. Um desses sistemas já havia sido classificado anteriormente como tendo excesso de luz infravermelha em 1983 através de um estudo feito com o Infrared Astronomical Satellite. Em adição a isso, os pesquisadores usando o Spitzer recentemente encontraram um disco quente de detritos ao redor de outra estrela que parece fazer parte do sistema binário. A equipe de astronomia disse que a poeira normalmente se dissipa e é soprada para fora da estrela devido ao estágio maduro de vida em que ela se encontra. Eles então concluíram que algo – muito provavelmente colisões – precisaria ter ocorrido para soprar essa poeira fresca. Em adição a isso, pelo fato de discos empoeirados terem sido encontrados ao redor de quatro sistemas binários mais velhos, os cientistas sabem que as observações desses discos não foram obra do acaso. Algo caótico provavelmente está acontecendo ali. Se alguma forma de vida existisse nesse sistema de estrelas duplas e essa forma de vida pudesse olhar para o céu teriam uma bela imagem. Marco Matranga primeiro autor do artigo, do Centro para Astrofísica Harvard-Smithsonian e agora está como astrônomo visitante no Palermo Astronomical Observatory na Scicilia Itália. “O céu teria dois sóis imensos como o céu que aparece no filme Star Wars sobre o planeta Tatooine”. Entre os autores do trablaho estão V.L. Kaashyap do Centro para Astrofísica Harvard-Smithsonian e Massimo Marengo da Universidade do Arizona.


Créditos: CIENCTEC

China termina primeiro módulo de sua estação espacial

Além do desenvolvimento econômico sem precedentes, a China também se mostra bastante empenhada no campo da exploração espacial e nesta semana deu um importante passo nesse sentido. Em comunicado oficial o país anunciou o término da construção do primeiro módulo espacial não tripulado, Tiangong-1 que pesa 8,5 toneladas, e que será o coração da futura Estação Espacial Chinesa. Entretanto, diferente dos países ocidentais, até o momento o país não se mostrou aberto para a participação de outras potências espaciais em seu projeto. Diferente da ISS que envolve programas das agências Canadense, Européia, Japonesa, Russa e dos Estados Unidos, a estação espacial chinesa será comandada a princípio apenas pela China. Testes mecânicos e térmicos estão sendo realizados para que o módulo seja colocado em órbita já no ano que vem. O foguete que será usado será o Longa Marcha II-F, que vai sofrer alterações para conseguir carregar o módulo ao espaço. Na sequência, a nave espacial Shenzhou 8 deverá se conectar ao Tiangong-1, no segundo semestre de 2011. O nome escolhido para a estação, Tiangong-1, significa “Palácio Celestial” em mandarim. Além dos testes estruturais, a agência espacial chinesa, CNSA, também está treinando os astronautas que participarão da primeira tripulação da estação, entre eles duas mulheres. Os trabalhos iniciais deverão ser direcionados à preparação de acoplamento entre o módulo Tiangong-1 e outras partes da futura estação. Segundo a agência estatal chinesa, Xinhua, mais dois veículos espaciais, a Shenzhou-9 e Shenzhou-10 deverão ser lançados em 2012, também para acoplamento com o módulo Tiangong-1. O programa espacial chinês não para por aí. Em outubro de 2010, a China pretende lançar uma segunda sonda em direção à Lua e já pensa em um pouso lunar não tripulado para daqui a dois anos. Em 2017, o passo será maior e o país propõe uma possível missão com astronautas à Lua.

No topo, a imagem simula o acoplamento da nave espacial Shenzhou 8 ao módulo Tiangong-1. Acima, parte da construção do módulo Tiangong-1, o principal bloco que dará início a construção da estação espacial da China.

Créditos: APOLO 11

Missão Kepler descobre dois planetas orbitando a mesma estrela

A missão Kepler da NASA descobriu o primeiro sistema planetário com mais de um planeta transitando a mesma estrela. O anúncio de ontem, 26 de Agosto de 2010 da descoberta dos dois planetas, Kepler 9b e 9c é baseada nos sete meses de observação de mais de 156.000 estrelas que foram monitoradas e onde se buscou por sutis mudanças no brilho delas como parte da atual pesquisa por planetas parecidos com a Terra fora do Sistema Solar. Os cientistas chamaram a estrela parecida com o Sol de Kepler-9. O planeta mais interno do sistema, Kepler 9b, orbita a estrela a cada 19.2 dias a uma distância de 20 milhões de quilômetros, enquanto que o planeta mais externo tem uma órbita de 38,9 dias e uma distância de 33 milhões de quilômetros. Só para comparação, Mercúrio tem uma órbita de 88 dias ao redor do Sol. Eles orbitam a estrela quase que em ressonância, com o planeta interno completando duas órbitas para cada órbita completada pelo planeta mais externo. Ambos os planetas tem o tamanho de Saturno, com o planeta interno pesando cerca de 0.25 vezes a massa de Jupiter, ou 80 vezes a massa da Terra enquanto que o planeta externo pesa 0.17 vezes a massa de Júpiter, ou 54 vezes a massa da Terra. “Esse é o primeiro sistema confirmado que possui mais de um planeta transitando a mesma estrela”, disse Matthew Holman, cientista da missão Kepler do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, de Cambridge. Os cientistas confirmaram os múltiplos trânsitos com as análises de velocidade radial sendo conduzidas no W.N Keck Observatory no Havaí. Holman disse que sistemas com múltiplos trânsitos de planetas são particularmente ricos em informações que fornecem pistas de acordo com suas características físicas. Especificamente, os astrônomos podem medir como o tempo entre trânsitos sucessivos mudam de uma órbita para a outra devido interação gravitacional mútua entre os dois planetas. “Nós podemos ver evidências da interação gravitacional desses dois planetas através de seus tempos de trânsito”, disse Holman. “Essa descoberta é a primeira clara detecção de variações no tempo de trânsito”, adicionou ele. Em adição aos dois planetas gigantes confirmados, disse Holman, os cientistas da missão Kepler também identificou um planeta maior que a Terra transitando só que serão necessárias nesse caso observações adicionais para confirmar se ele é mesmo um planeta ou meramente um falso alarme. As observações atuais sugerem que o candidato a planeta poderia ter um tamanho de 1.5 vezes o tamanho da Terra e orbitar a estrela a cada 1.6 dias a uma distância de somente 4 milhões de quilômetros. O Kepler é um observatório baseado no espaço que busca pela assinatura de planetas medindo a diminuição em brilho de estrelas quando o planeta cruza a sua frente, ou a transita. O tamanho do planeta pode ser derivado da mudança no brilho da estrela. Em Junho de 2010, os cientistas responsáveis por essa missão tinham identificado mais de 700 candidatos a planetas, incluindo cinco sistemas com mais de um planeta candidato. Esse é o primeiro dos sistemas a ser confirmado. Os 28 membros da equipe científica do Kepler estão usando telescópios baseados na Terra e os telescópios espaciais Hubble e Spitzer para realizar observações adicionais em 400 dos candidatos a planeta. O campo estelar observado pelo Kepler fica na constelação Cygnus e Lyra e só podem ser vistos por observatórios baseados na Terra na primavera e no início do outono. Os dados dessas observações irão determinar quais candidatos podem ser identificados como planetas. Sem as informações adicionais, os candidatos que poderiam ser planetas não podem ser distinguidos de alarmes falsos, como por exemplo, estrelas binárias – duas estrelas que se orbitam mutualmente. O tamanho dos candidatos a planetas também só podem ser aproximados até o tamanho das estrelas que eles orbitam seja determinado por meio de observações adicionais espectroscópicas feitas por telescópios na Terra. No caso da Kepler-9 a natureza planetária foi primeiro confirmada pela escala das variações no tempo de trânsito e foi posteriormente verificado por meio de medidas de velocidade radial. A Missão Kepler continuará conduzindo operações científicas até no mínimo Novembro de 2012, buscando por planetas do tamanho da Terra, incluindo aqueles que orbitam estrelas numa zona quente provavelmente habitável onde possa existir água em estado líquido na superfície do planeta. A partir do momento que o trânsito dos planetas seja identificado em uma zona habitável são necessários três trânsitos completos para se fazer a verificação, por isso espera-se aproximadamente três anos no mínimo para se localizar e verificar planetas do tamanho da Terra.

Créditos: Ciência e Tecnologia & NASA

Descoberto um sistema planetário semelhante ao Sistema Solar

Astrônomos descobriram o sistema planetário mais rico fora do Sistema Solar já registrado. São pelo menos cinco planetas orbitando a estrela HD 10180, estrela tipo Sol, sendo que há evidências da existência de mais dois, o que tornaria o sistema muito parecido com o nosso, com apenas um planeta a menos. O grupo de cientistas ainda descobriu mais uma semelhança com o Sistema Solar, a distância dos planetas para HD 10180 segue um padrão regular, assim como os nossos para com o Sol. "Descobrimos o que parece ser o sistema com mais planetas encontrado até agora", diz Christophe Lovis, autor principal do artigo científico que apresenta os resultados. "Esta descoberta extraordinária também enfatiza o fato de estarmos entrando numa nova era da investigação de exoplanetas: o estudo de sistemas planetários complexos e não apenas de planetas individuais. Estudos dos movimentos planetários no novo sistema revelam interações gravitacionais complexas entre os planetas e dão informações sobre a evolução do sistema a longo prazo", diz o pesquisador. O estudo do sistema durou seis anos e utilizou o espectrógrafo HARPS, do telescópio de 3,6 metros do ESO, em La Silla, no Chile. Os registros de 190 medições possibilitaram a observação de minúsculos movimentos na estrela, para a frente e para trás, causados pelas interações pelos planetas. Os cincos sinais mais fortes vinham de corpos com a massa do tipo de Netuno, entre 13 e 25 vezes a massa da Terra, e com órbitas que duram entre seis e 600 dias terrestres. A distância desses planetas até sua estrela fica entre 0,06 e 1,4 vezes a distância da Terra ao Sol. HD 10180 está situado a 127 anos-luz na constelação de Hidra. "Temos também boas razões para acreditar que mais dois planetas estejam presentes", diz Lovis. "Um será do tipo de Saturno (com uma massa mínima de 65 massas terrestres) com órbita de 2.200 dias. O outro será o exoplaneta de menor massa descoberto até agora, com uma massa de cerca de 1,4 vezes a massa da Terra. Encontra-se muito próximo da estrela hospedeira, a apenas 2% da distância Terra-Sol. Um ano neste planeta durará somente 1,18 dias terrestres", diz o astrônomo. "Este objeto origina uma oscilação na estrela de apenas 3 km/h, mais devagar que a velocidade do simples movimento de andar a pé, e este movimento é bastante difícil de medir", diz o membro da equipe Damien Ségransan. Se confirmado, este corpo poderá ser outro exemplo de um planeta quente rochoso, semelhante a Corot-7b. Apesar das semelhanças com o Sistema Solar, o sistema de HD 10180 é único em vários aspectos, como, por exemplo, o fato de ter cinco planetas do mesmo tipo que Netuno localizados em uma órbita parecida com a de Marte. Além disso, ele é mais povoado que o nosso sistema na sua região interior, com mais planetas e estes sendo de grande massa. Além disso, as órbitas desses corpos parecem ser praticamente circulares. Já foram descobertos, até agora, 15 sistemas com pelo menos três planetas, sendo 55 Cancri o mais rico até então, com cinco planetas, sendo dois gigantes. "Sistemas com planetas de pequena massa como o que se encontra em torno de HD 10180, parecem ser muito comuns, mas a sua história de formação permanece um mistério", diz Lovis. O ESO destaca duas importantes descobertas feitas por esse estudo. Primeiro, os astrônomos encontraram um equivalente da lei de Titius-Bode existente no nosso sistema solar, que diz que as distâncias dos planetas às suas estrelas seguem um padrão regular, "o que pode ser uma assinatura do processo de formação destes sistemas planetários", diz o membro da equipe Michel Mayor. Além disso, os astrônomos afirmam ter descoberto a existência de uma relação entre a massa de um sistema planetário e a massa e a composição química de sua estrela. Eles chegaram a essa conclusão após observações anteriores indicarem que sistemas planetários de grande massa são encontrados em torno de estrelas de grande massa e ricas em metais, enquanto que os sistemas de menor massa ficam em torno de estrelas de menor massa e pobres em metais, o que confirma os modelos teóricos mais aceitos atualmente.

Créditos: ESO

Estrela magnética desafia teoria dos buracos negros

Astrônomos demonstraram pela primeira vez que uma estrela magnética - um tipo incomum de estrela de nêutrons, também conhecida como magnetar - se formou a partir de uma estrela com pelo menos 40 vezes a massa do Sol. O resultado desafia as atuais teorias da evolução estelar, uma vez que, segundo estas teorias, uma estrela com massa dessa magnitude deveria transformar-se em um buraco negro, e não em uma estrela magnética. Isto deixa novamente em aberto uma questão fundamental: que quantidade de massa deve possuir uma estrela para dar origem a um buraco negro? Os astrônomos usaram o Very Large Telescope, do ESO (Observatório Europeu do Sul), para observar em grande detalhe o enxame estelar Westerlund 1, situado a 16.000 anos-luz de distância da Terra, na constelação austral do Altar. A partir de estudos anteriores, os astrônomos sabiam já que Westerlund 1 é o super enxame estelar mais próximo conhecido, contendo centenas de estrelas de grande massa, algumas que brilham com a luminosidade de quase um milhão de sóis e outras com duas mil vezes o diâmetro do Sol (tão grandes como a órbita de Saturno). "Se o Sol estivesse situado no centro deste enxame, o nosso céu noturno estaria repleto de centenas de estrelas tão brilhantes como a Lua Cheia," diz Ben Richie, autor principal do artigo científico que apresenta estes resultados. Westerlund 1 é um fantástico zoológico estelar, contendo estrelas diversas e exóticas. Mas as estrelas no enxame partilham uma coisa em comum: todas têm a mesma idade, estimada entre 3,5 e 5 milhões de anos, já que o enxame se formou a partir de um único evento cósmico. Uma estrela magnética, ou magnetar, é um tipo de estrela de nêutrons que possui um campo magnético extremamente forte - um trilhão de vezes mais forte que o da Terra - que se forma quando certos tipos de estrelas sofrem explosões conhecidas como supernova. O enxame Westerlund 1 abriga uma das poucas estrelas magnéticas conhecidas na Via Láctea. Como ela pertence a este enxame, os astrônomos puderam deduzir que esta estrela magnética deve ter se formado a partir de uma estrela com pelo menos 40 vezes a massa do Sol. Uma vez que todas as estrelas no Westerlund 1 têm a mesma idade, a estrela que explodiu e deixou como resto uma estrela magnética deve ter tido uma vida mais curta do que as demais estrelas do enxame. "Como o tempo de vida de uma estrela está diretamente relacionado com a sua massa - quanto mais massa tem uma estrela, mais curta é a sua vida - se medirmos a massa de qualquer das estrelas sobreviventes, saberemos com certeza que a estrela de vida mais curta que deu origem à estrela magnética deve ter tido ainda mais massa do que a massa medida," diz o coautor e líder da equipe Simon Clark. "Isto é extremamente importante, já que não existe nenhuma teoria aceita hoje sobre como se formam estes objetos extremamente magnéticos." Por isso, os astrônomos estudaram as estrelas que pertencem ao sistema duplo W13, no Westerlund 1, pelo fato de que, num sistema em eclipse, as massas podem ser determinadas diretamente a partir do movimento das estrelas. Comparando estas estrelas, eles descobriram que a estrela que deu origem à estrela magnética deve ter tido pelo menos 40 vezes a massa do Sol. O que comprova, pela primeira vez, que as estrelas magnéticas podem formar-se a partir de estrelas de tão grande massa, estrelas essas que as teorias atuais afirmam que formariam buracos negros. Até agora, era aceito pelos cientistas que estrelas com massas iniciais entre 10 e 25 massas solares formariam estrelas de nêutrons e aquelas com massas iniciais superiores a 25 massas solares dariam origem a buracos negros. "Estas estrelas têm que se ver livres de mais de nove décimos das suas massas antes de explodirem como supernovas, porque senão darão antes origem a um buraco negro," diz o coautor Ignacio Negueruela. "Perdas de massa tão elevadas antes da explosão apresentam um grande desafio às atuais teorias da evolução estelar." "O que levanta a questão de saber quanta massa deve ter uma estrela para que, ao colapsar, ela forme um buraco negro, uma vez que estrelas com mais de 40 massas solares não o conseguem," conclui o coautor Norbert Langer. O mecanismo de formação estelar preferido dos astrônomos postula que a estrela que se transforma em estrela magnética - a progenitora - tenha nascido com uma companheira estelar. À medida que as duas estrelas evoluem, elas começam a interagir, gastando a energia derivada dos seus movimentos orbitais para ejetar gigantescas quantidades de massa da estrela progenitora. Embora não se observe atualmente nenhuma estrela companheira no sistema, isto pode dever-se ao fato da supernova que formou a estrela magnética ter desfeito o binário, ejetando as duas estrelas do enxame. "Se este for o caso, então os sistemas binários poderão ter um papel importante na evolução estelar ao originar perda de massa - um 'programa de dieta cósmico definitivo' para estrelas de grande massa, que as faz perderem mais de 95% da sua massa inicial," conclui Clark. O enxame aberto Westerlund 1 foi descoberto na Austrália em 1961, pelo astrônomo sueco Bengt Westerlund. Este enxame encontra-se por trás de uma enorme nuvem interestelar de gás e poeira, que bloqueia a maior parte da radiação visível. O fator de obscurecimento é de mais de 100.000, e é por isto que se demorou tanto tempo para que fosse descoberta a verdadeira natureza deste enxame tão especial. O Westerlund 1 é um laboratório natural único no estudo da física estelar extrema, ajudando os astrônomos a descobrir como vivem e como morrem as estrelas de maior massa da nossa Via Láctea. A partir de diversas observações, os astrônomos concluíram que este enxame extremo deve conter nada menos do que 100.000 vezes a massa do Sol, e todas as suas estrelas se situam numa região com menos de 6 anos-luz de diâmetro. A região parece ser assim o enxame estelar de maior massa e mais compacto já identificado na galáxia da Via Láctea. Todas as estrelas do Westerlund 1 analisadas até agora têm massas da ordem de 30-40 vezes a massa solar. Uma vez que estas estrelas têm uma vida bastante curta - em termos astronômicos - Westerlund 1 tem que ser bastante jovem. Os astrônomos determinaram que a sua idade se situa entre os 3,5 e os 5 milhões de anos. Assim, Westerlund 1 é claramente um enxame "recém-nascido" na nossa galáxia.

Créditos: Inovação Tecnológica

A Lua está encolhendo

1ª imagem - Em um tempo geológico recente, conforme o interior lunar se resfriou e contraiu, a Lua inteira encolheu cerca de 100 metros. Como resultado do movimento, sua crosta frágil rompeu e fez com que as falhas criassem formações conhecidas como escarpas de compressão. Em um exemplo particularmente dramático, uma falha de compressão empurrou os materiais da crosta (setas) borda acima da cratera de impacto Gregory (2,1 ° N, 128,1 ° E). A história tectônica e térmica da Lua pôde ser reconstruída ao longo dos últimos bilhões de anos por meio do mapeamento da distribuição e do cálculo do tamanho de todas as escarpas.
2ª imagem - Pequena falha transversal (cerca de 40 metros) e crateras de impacto (setas) na borda da cratera Mandel'shtam (6,5 ° N, 161 ° E). A falha arrastou material de sub-superfície da crosta para cima das crateras, recobrindo parte dos seus pisos e de suas bordas. Cerca de metade da borda e do piso de uma cratera de 20 metros em diâmetro foram perdidas. Como as crateras pequenas têm uma vida curta, antes de serem destruídas por novos impactos, a sua deformação pela falha mostra que a própria falha é relativamente jovem.

A sonda lunar LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter), da NASA, descobriu relevos e formações geológicas na Lua, nunca observados antes, que indicam que a Lua inteira está encolhendo ao longo de eras geológicas. Não é um encolhimento que possa causar preocupações aos apaixonados - na verdade o encolhimento é tão pequeno que será difícil mensurá-lo com precisão - mas é um fenômeno inédito e que poderá ajudar no refinamento das teorias de formação da Lua. As escarpas fotografadas são falhas geológicas de compressão, que ocorrem principalmente no planalto lunar. Elas foram primeiramente observadas em fotografias tiradas perto do equador da Lua pelas câmeras panorâmicas das naves Apollo 15, 16 e 17. "As imagens de altíssima resolução da Câmara de Ângulo Estreito da LRO, estão mudando a nossa visão da Lua," disse Mark Robinson, da Universidade do Arizona, coautor do estudo. "Nós não apenas detectamos várias escarpas lunares até agora desconhecidas, nós estamos vendo muito mais detalhes das escarpas identificadas nas fotografias da Apollo.Quatorze escarpas anteriormente desconhecidas foram agora reveladas em imagens de alta resolução captadas pelas câmeras da LRO. Estas novas escarpas indicam que as falhas de compressão estão largamente distribuídas pela Lua, e não agrupadas perto do equador. "Um dos aspectos mais marcantes das escarpas lunares é sua jovem idade aparente," disse Thomas Watters, do Museu Nacional de Aeronáutica e Espaço, dos Estados Unidos. "Falhas de compressão globalmente distribuídas e relativamente jovens mostram uma contração recente da Lua inteira, provavelmente devido ao resfriamento do interior lunar. A magnitude da contração é estimada em cerca de 100 metros no passado (geológico) recente."

Créditos: NASA/GSFC/Arizona State University/Smithsonian & Inovação Tecnológica

Netuno completa sua primeira volta ao redor do Sol desde a sua descoberta

O planeta Netuno está em oposição – situação quando o Sol, a Terra e o planeta estarão em uma linha reta em 20 de Agosto de 2010. O planeta estará em uma posição exatamente oposta ao Sol no céu, sendo o seu ponto mais alto no céu ocorrendo a meia noite. normalmente esse ponto é também o ponto onde o planeta está mais próximo da Terra. Essa oposição porém é especial, pois Netuno retorna próximo ao ponto onde foi descoberto em 1846, marcando dessa forma sua primeira volta completa ao redor do Sol desde a sua descoberta. Coincidentemente a oposição de 1846 também caiu no dia 20 de Agosto, embora o planeta só tenha sido identificado mais de um mês depois no dia 23 de Setembro. A descoberta de Netuno tem uma história prévia interessante. O planeta Urano foi descoberto mais ou menos por acidente em 1781 pelo astrônomo Sir. William Herschel, no decorrer da sua busca por objetos do céu profundo. A medida que o tempo passou a posição de Urano estava um pouco diferente daquela prevista pelos astrônomos, e os astrônomos matemáticos começaram a suspeitar que existia outro planeta que estivesse influenciando na sua gravidade com o movimento de Urano. Em meados de 1840, um inglês de nome John Couch Adams e um francês de nome Urbain Le Verrier calcularam de forma independente onde esse novo planeta teria que estar localizado para que tivesse o efeito observado em Urano, porém ambos os astrônomos tiveram problemas observacionais para confirmar os cálculos. Finalmente o astrônomo alemão Johann Galle olhou para a localização prevista e descobriu ali o pequeno disco azul do planeta que eventualmente seria conhecido como Netuno. A data foi 23 de Setembro de 1846. Isso levou a uma corrida entre os astrônomos franceses e ingleses para saber quem conseguiria apontar primeiro para Netuno, no fim, um empate triplo foi declarado e Adams, Le Verrier e Galle compartilham a honra da descoberta de Netuno. Ironicamente Galle não foi a primeira pessoa a observar Netuno. Essa honra coube mais uma vez a ninguém menos que Galileu Galilei que observou Netuno duas vezes mas o confundiu com uma estrela, isso em 28 de Dezembro de 1612 e em 27 de Janeiro de 1613. Galileu tinha dois pontos contra, primeiro o pequeno tamanho e a baixa qualidade de seus telescópios e em segundo pelo fato de observar Netuno durante a parte estacionária de sua órbita, fenômeno que acontece com todos os planetas de tempos em tempos devido ao movimento relativo da Terra. Por quase um século, Netuno foi reconhecido como o planeta mais distante do Sol, perdendo seu posto somente quando o pequeno Plutão foi descoberto por Clyde Tombaugh em 1930. Hoje, pelo fato da União Astronômica Internacional ter rebaixado a classificação de Plutão, Netuno é novamente o planeta mais distante do Sol conhecido no Sistema Solar. Devido a sua grande distância do Sol, 30 Unidades Astronômicas (sendo 1 UA a distância entre o Sol e a Terra) e ao seu diâmetro relativamente pequeno (49.500 km), Netuno é um objeto muito pequeno e apagado para telescópios amadores. Enquanto que Urano pode ser identificado a olho nu em perfeitas condições de observação, Netuno só é visível se for utilizado binóculos ou pequenos telescópios.

Créditos: Ciência e Tecnologia

V407 Cyg

Astrônomos usando Telescópio Espacial Fermi detectaram, pela primeira vez, raios gama emitidos por um tipo de estrela variável conhecido como nova, fenômeno que surpreendeu os cientistas. A descoberta derruba a idéia de que explosões nova não têm energia suficiente para produzir esse tipo de emissão. Uma nova é um ganho súbito de brilho de uma estrela normalmente tênue. A explosão ocorre quando uma estrela anã branca, em um sistema binário, irrompe numa explosão termonuclear. "Em termos humanos, foi uma erupção imensamente poderosa, equivalente a cerca de 1.000 vezes a energia emitida pelo Sol a cada ano", disse a pesquisadora da Nasa Elizabeth Hays. "Mas, em comparação com outros eventos que o Fermi vê, foi bem modesta. Ficamos surpresos quando o Fermi a detectou com tanta força". Raios gama são a forma mais energética de luz, e o Telescópio de Grande área do Fermi captou a nova por 15 dias. Cientistas acreditam que a emissão surgiu quando uma onda de choque, movendo-se a mais de um milhão de quilômetros por hora, partiu do local da explosão. A detecção ocorreu na constelação de Cygnus, o Cisne. O sistema envolvido é conhecido como V407 Cyg, e fica a 9.000 anos-luz da Terra. É formado por uma anã branca e uma gigante vermelha com cerca de 500 vezes o tamanho do Sol. "A gigante vermelha está tão inchada que sua atmosfera exterior vaza para o espaço", disse Adam Hill, da Universidade Joseph Fourier, na França. "A cada década, a gigante vermelha elimina hidrogênio suficiente para igualar a massa da Terra". A anã branca captura parte desse gás, que se acumula em sua superfície. À medida que o gás se concentra, ao longo de décadas ou séculos, ele acaba ficando denso e quente o bastante para se fundir, produzindo hélio. A fusão libera energia suficiente para detonar todo o gás acumulado. A anã branca em si, no entanto, permanece intacta. A explosão criou uma camada densa em expansão, chamada frente de choque, composta de partículas de alta velocidade, gás ionizado e campos magnéticos. Os campos magnéticos aprisionam as partículas na camada e as excitam a energias tremendas. Antes de escapar, as partículas atingem velocidades próximas às da luz. Os pesquisadores dizem que os raios gama provavelmente surgem quando essas partículas colidem com o gás do vento da gigante vermelha. Até então, cientistas não imaginavam que uma nova fosse capaz de acelerar partículas com tanta intensidade.

Créditos: O Mensageiro das Estrelas

As dunas de Titã

Por que algumas dunas de areia em Titã parecem estar de trás para frente? Constata-se que a região central de Titã é coberta de areia e uma parte dessa região parece estranha. As imagens da sonda Cassini, atualmente na órbita de Saturno, descobriu longas fileiras de enormes dunas de areia próximo ao equador de Titã, que se erguem a alturas de até 300 metros. As sombras indicam que a maior parte das dunas são criadas por ventos que sopram do oeste. O problema é que normalmente o vento no equador de Titã sopra do leste. Uma hipótese recente que pode resolver este enigma granuloso, postula que os únicos ventos fortes o bastante para mover areia e criar dunas ocorrem durante os raros equinócios e sopram com força do oeste. As imagens acima mostram, em cima, uma faixa de radar das dunas equatoriais de Titã e, em baixo, dunas semelhantes formadas na Terra, na Namíbia. O motivo para o centro de Titã estar coberto por tanta areia ainda está sendo investigado.

Créditos: APOD

Nebulosa Medusa

Normalmente tênue e difícil de ser encontrada, a Nebulosa Medusa foi captada nesta vista telescópica sedutora e em falsas cores. Ladeada por duas estrelas brilhantes, Mu e Eta Geminorum, aos pés de um gêmeo celeste, a Nebulosa Medusa é a brilhante crista de emissão em arco com tentáculos dependurados abaixo e à direita do centro. Na verdade, a medusa cósmica é considerada parte do remanescente de supernova IC 443 em forma de bolha, a nuvem de escombros em expansão de uma estrela massiva que explodiu. A luz da explosão chegou ao planeta Terra pela primeira vez há mais de 30.000 anos. Da mesma forma que seu primo em águas astrofísicas, o remanescente de supernova Nebulosa do Caranguejo, IC 433 é conhecida por hospedar uma estrela de nêutrons, remanescente de um núcleo estelar que entrou em colapso. A nebulosa de emissão Sharpless 249 preenche o campo acima e à esquerda. A Nebulosa Medusa está a cerca de 5.000 anos-luz de distância. Essa imagem tem cerca de 300 anos-luz de extensão. O esquema de cores utilizado nas imagens do Telescópio Espacial hubble, com o mapeamento de emissões de átomos de oxigênio, hidrogênio e enxofre em azul, verde e vermelho, respectivamente.

NGC 4911, e seus braços espirais externos

Uma imagem de longa exposição do Telescópio Espacial Hubble mostra uma majestosa galáxia espiral de frente para a Terra localizada no Aglomerado de Galáxias da Coma, que está a uma distância de 320 milhões de anos-luz da Terra na direção da constelação Coma Berenices. A galáxia conhecida como NGC 4911, possui ricas linhas de poeira e gás perto do seu centro. Essas feições têm a sua silhueta marcada contra o brilho de aglomerados de estrelas recém nascidos e nuvens rosas de hidrogênio, a existência dessas nuvens por sua vez indicam regiões de formação de estrelas que irão surgir. O Hubble também registrou nessa imagem os braços espirais externos da NGC 4911, juntamente com milhares de outras galáxias de tamanhos variados. A alta resolução das câmeras do Hubble juntamente com o grande tempo de exposição permitem revelar e observar os detalhes mais escondidos dessas ilhas cósmicas. A NGC 4911 e outras galáxias espirais próximo do centro do aglomerado estão sendo transformada pela força gravitacional de seus vizinhos. No caso da NGC 4911, arcos dos braços espirais externos da galáxia estão sendo puxados e distorcidos por forças geradas pela sua galáxia companheira a NGC 4911A, no canto superior direito da imagem. O material retirado resultante será eventualmente dispersado pelo núcleo do Aglomerado da Coma, onde será utilizado como combustível para populações intergalácticas de estrelas e de aglomerados de estrelas. O Aglomerado da Coma é o lar de quase 1.000 galáxias, fazendo dele uma das mais densas coleções de galáxias no universo próximo. Ele continua a transformar galáxias no tempo presente, devido principalmente às interações entre as galáxias localizadas no aglomerado. Essas interações disparam vigorosos processos de formação de estrelas. As galáxias neste aglomerado estão tão densamente unidas que elas passam por interações e colisões de forma freqüente. Quando galáxias próximas com massas parecidas se fundem, elas formam galáxias elípticas. Os processos de fusão entre as galáxias são mais comuns de acontecerem no centro do aglomerado onde a densidade de galáxias é maior, fazendo assim, com que surjam muito mais galáxias elípticas. A imagem em cor natural do Hubble, combina dados obtidos em 2006, 2007 e 2009 da Wide Field Planetary Camera 2 e da Advanced Camera for Surveys e para alcançar tal detalhamento precisou de um tempo de exposição de 28 horas.

Créditos: Hubble & Ciência e Tecnologia

Gelo exposto em cratera marciana

Imagens anteriores feitas com o HiRISE de crateras recentes nas latitudes intermediárias do hemisfério norte marciano mostraram gelo de água exposto nos taludes da cratera. A imagem aqui reproduzida mostra uma cratera com um diâmetro de aproximadamente 10 quilômetros. Com base em imagens feitas há algum tempo, com imagens recentes, utilizando os equipamentos THEMIS e MRO CTX da sonda Odissey, essa cratera se formou em algum momento entre Abril de 2004 e Janeiro de 2010. A cratera está localizada na latitude de 44 graus norte e é localizada no material ejetado por uma cratera maior. A imagem foi adquirida no início do verão, quando regiões congeladas nesta latitude não são mais esperadas. Porém acredita-se que o material azul brilhante destacado na imagem em cores falsas é o gelo localizado em subsuperfície e que foi exposto devido ao impacto que a formou. Esse gelo tem provavelmente a mesma profundidade e a mesma origem do gelo escavado pela sonda Phoenix em 2008. A área exposta de gelo com base nas imagens do HiRISE tem aproximadamente entre 1 e 2 metros quadrados.

Créditos: Ciência e Tecnologia

O sistema triplo de estrelas Alfa Centauri e Saturno

O sistema estelar mais próximo do Sistema Solar, a estrela tripla Alfa Centauri, fica como se pendurada sobre o horizonte de Saturno. Tanto a Alfa Centauri A como a B – estrelas muito similares ao Sol – são claramente visíveis nessa imagem. A terceira estrela do sistema a anã vermelha Próxima Centauri não é visível nessa imagem. A partir da órbita de Saturno, a luz (bem como o sinal de rádio emitido pela sonda Cassini) levam mais de uma hora para viajarem até a Terra. A distância para a Alfa Centauri é tão grande que a luz dessas estrelas levam mais de 4 anos para chegar até o Sistema Solar. Assim, embora possamos considerar que Saturno é um planeta bem distante, a estrela mais próxima está a uma distância 30.000 vezes maior. Essa imagem é parte da seqüência de ocultação estelar que foi observada pela Cassini com essa e com outras estrelas passando atrás de Saturno. A luz das estrelas é atenuada pelo envelope superior de gás de Saturno, revelando assim a composição e a estrutura da atmosfera do planeta. A imagem foi capturada com uma inclinação de 66 graus acima do plano dos anéis e apontando para a direção sul de Saturno. As sombras dos anéis mascaram as latitudes mais ao norte do planeta, na parte de baixo da imagem. A imagem foi feita em luz visível vermelha com a câmera de ângulo fechado da Cassini em 17 de Maio de 2008. A imagem foi obtida a uma distância de aproximadamente 534.000 quilômetros de Saturno e tem uma resolução de 3 quilômetros por pixel.

Créditos: Ciência e Tecnologia

Luas marcianas fotografadas na mesma imagem pela primeira vez

A sonda Mars Express da Agência Espacial Européia tirou uma série de imagens das duas luas marcianas. As imagens irão ajudar os astrônomos a redefinir modelos das órbitas das duas luas, mas provavelmente elas são apenas os resultados de um trabalho de mais de um ano para conseguir o sincronismo perfeito. Fobos, a maior das duas luas, tem o formato parecido com uma batata. Ela tem 27 km de comprimento. Fobos orbita Marte em uma órbita circular quase equatorial à uma distância de 6.000 km. Ela completa uma órbita em torno de Marte a cada 7 horas e 39 minutos. Fobos está se movendo mais perto de Marte à uma taxa de 1,8 metros a cada 100 anos. Em cerca de 50 milhões de anos, a lua irá atingir Marte. Deimos também não é esférica. Ela tem um diâmetro médio de 13 km. Ela orbita Marte à uma distância de cerca de 20.000 km. Fobos estava à 11.800 km da sonda Mars Express quando as imagens foram tiradas. Deimos estava à 26.200 km. Os cientistas não tem certeza das origens dessas luas. Elas podem ser asteróides capturados, ou apenas restos da formação de Marte, ou elas podem ser fragmentos de Marte, arrancadas pelo impacto de um asteróide ou cometa.

Créditos: Site Astronomia

Buraco Negro está mais perto do que imaginávamos

Imagem ilustrativa

Astrônomos mediram precisamente a distância entre a Terra e um Buraco Negro em particular pela primeira vez. E ele está perto. Pesquisadores determinaram que o buraco negro V404 Cygni está localizado à 7.800 anos-luz da Terra – menos da metade da distância estimada anteriormente. Isto o coloca relativamente perto da Terra, onde a distância até o centro da galáxia é de cerca de 26.000 anos-luz, e a estrela mais perto além do Sol está à apenas 4,2 anos-luz de distância. Esta medição mais precisa permitirá aos cientistas entenderem melhor a evolução de buracos negros, disse o time. “Por exemplo, nós esperamos poder dizer se existe uma diferença entre buracos negros que evoluem diretamente do colapso de uma estrela sem uma supernova e buracos negros que evoluem por uma supernova e uma estrela intermediária temporária,” disse Peter Jonker, membro da equipe de pesquisa no Instituto Holandês de Pesquisa Espacial. “Nós esperamos que os buracos negros no último grupo podem conseguir um ‘impulso’. Buracos negros formados dessa forma poderiam então se mover pelo espaço mais rápido.” Jonker e sua equipe mediram a distância até V404 Cygni medindo emissões de rádio do buraco negro e dos restos da estrela que o originou. As camadas mais externas da estrela estão sendo sugadas pelo buraco negro. O gás forma um disco de plasma quente ao redor do buraco negro antes de desaparecer, e o processo emite muitos Raios X e ondas de rádio. Usando um sistema internacional de rádio telescópios chamado de Grupo de Alta Sensitividade, a equipe mediu as chamadas mudanças de paralaxe do sistema do buraco negro. Este método envolve medir o movimento anual no céu do sistema do buraco negro como consequência do movimento da Terra ao redor do Sol. A equipe disse que as superestimação da distância de V404 Cygni foi devido à uma subestimação da absorção e difração da poeira interestelar, o que pode dar uma margem de erro de cerca de 50%. A margem de erro da nova medição é de menos de 6%.

Créditos: Site Astronomia

Observatório de La Silla capta imagem de estrela muito brilhante e rara

As estrelas supermassivas morrem muito rápido e no final de suas vidas algumas ejetam milhões de vezes mais material no espaço do que as estrelas mais calmas como nosso Sol. Estes objetos raros são muito quentes e são conhecidos como estrelas Wolf-Rayet. Recentemente, uma nova imagem registrada pelo Observatório de La Silla, nos Andes chilenos, registrou uma brilhante estrela desse tipo. Batizada de WR 22 (no centro da imagem), o objeto é na realidade um sistema binário de estrelas e de acordo com os observadores do Observatório Europeu Sul (ESO), tem 70 vezes mais massa que nosso Sol. WR 22 se encontra na constelação de Carina e apesar de se localizar a mais de 5 mil anos-luz de distância, sua intensa luminosidade pode ser vista até mesmo à vista desarmada. Nesta cena, a colorização artificial foi criada a partir de imagens feitas com filtros de diferentes tonalidades, registradas com o instrumento Wide Field Imager, conectado ao telescópio de 2.2 metros de diâmetro do observatório. Na imagem captada, WR 22 aparece brilhante no centro da composição. Os tons de roxo e lilás que aparecem em torno da estrela são resultado da interação da intensa radiação ultravioleta emitidas pela astro com as vastas nuvens de gás, principalmente o hidrogênio, ejetado pela estrela e que circunda o ambiente espacial ao redor.

Créditos: O Mensageiro das Estrelas