Tema de Hoje: Big Bang Theory

Grupo de Astronomia - [Big Bang Theory]

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Campo Magnético de Outros Planetas [ Tema de Hoje ]

O estudo do campo magnético dos planetas é um assunto interessante pelo seu próprio conhecimento. Por exemplo, se um planeta tem campo global que é suficientemente forte para desviar o vento solar, então uma magnetosfera se formará.

Mercúrio
Em 1974 a nave espacial Mariner 10 detectou o campo magnético de Mercúrio. A intensidade do campo magnético medido por Mariner 10 era de 100nT a uma altura de 700 km. Existem três hipóteses para o campo magnético desse planeta: um processo de dínamo, um campo magnético remanescente ou correntes elétricas induzidas.

mercuryVênus
Na década de 60, sondas espaciais russas e americanas fizeram várias investigações em Vênus. Essas pesquisas tinham como objetivo verificar a possibilidade da existência de campo magnético no planeta. Em 1967, instrumentos detectaram ondas de choque causadas pela colisão do vento solar com Vênus. Entretanto, não conseguiram encontrar evidências da existência de campo magnético. Se houver qualquer característica magnética, ela deve estar muito próxima à superfície do planeta, o que impossibilita a detecção pelo magnetômetro instalado na sonda. A velocidade de rotação do planeta Vênus é muito inferior à velocidade de rotação da Terra. Um dia em Vênus dura 243 dias terrestres. Essa velocidade de rotação não fornece energia suficiente para o processo de dínamo no interior de Vênus, impossibilitando a formação de um campo magnético interno.

VenusMarte
A comunidade científica esperava que Marte possuísse um campo magnético, pois sua velocidade de rotação é semelhante a da Terra. A única sonda americana equipada com um magnetômetro foi a Mariner 4, que pesquisou Marte em 1965 e não conseguiu detectar qualquer atividade magnética no planeta. Uma sonda russa também fez análises no planeta, porém os dados são ambíguos e não levam a uma conclusão definitiva.

marsJúpiter
Desde 1955 os cientistas tem conhecimento da existência de um forte campo magnético em Júpiter. As sondas Pioneer 10 e 11 em 1973, a Voyager 1 e 2 em 1979, verificaram que o planeta possuía um campo magnético. A enorme magnetosfera do planeta choca-se com o vento solar a uma altitude de 5.000.000 km acima de sua superfície. A cauda magnética se estende até o planeta Saturno. A intensidade do campo magnético do planeta Júpiter é de aproximadamente 400.000 nT, muito maior do que o da Terra. O campo magnético de Júpiter é produzido pela atividade do dínamo no núcleo do planeta. Esse núcleo é imenso e possui um raio de 75% do raio do planeta. Intensas auroras são produzidas em Júpiter. A figura abaixo mostra uma imagem do Telescópio Hubble. As auroras de Júpiter podem ser milhares de vezes mais luminosas do que na Terra.

hubble jupiter imagejupiter magnetic fieldFIGURA [ Campo Magnético de Júpiter ]

Saturno
A sonda Pioneer 11 em 1979, a Voyager 1 e 2 em 1980 e 1981, respectivamente, chegaram em Saturno. Os equipamentos a bordo de todas as sondas detectaram uma onda de choque, causada pelo vento solar e atividade magnética. A intensidade do campo magnético equatorial de Saturno é de aproximadamente 58.000 nT, quase o dobro da Terra na mesma região. O campo magnético de Saturno é resultado da atividade do dínamo, presente no núcleo do planeta. Tente identificar na Figura 6 as diferentes partes da magnetosfera de Saturno, como a magnetopausa e vento solar. Se tiver dúvidas, encontre a resposta em: http://saturn.jpl.nasa.gov/science/index.cfm?SciencePageID=59

saturn magnetic fieldFIGURA [ Magnetosfera de Saturno ]

Urano
O planeta Urano foi visitado pela Voyager 2 em Janeiro de 1986. A sonda encontrou uma onda de choque e atividade magnética. A Voyeger 2 entrou na magnetosfera do planeta e verificou que a intensidade do campo magnético era de 24.000 nT, valor parecido com o da Terra.

UranusNetuno e Plutão
Não se sabe ainda da existência de atividade magnética nesses dois corpos celestes. Plutão é muito pequeno e provavelmente não tem campo magnético próprio. Netuno, por outro lado, pode possuir alguma atividade magnética. Ainda não há dados para confirmar ou negar a existência de campo magnético em ambos.


A Figura Abaixo mostra uma comparação entre os campos magnéticos da Terra, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Note que há várias diferenças entre os campos magnéticos destes planetas, como a inclinação do eixo do dipolo e a intensidade.

magnetic fields various


Radio Astronomia – [ Tema de hoje ]

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A radioastronomia estuda a radiação com comprimento de onda maior que aproximadamente 1 milímetro. A radioastronomia é diferente da maioria das outras formas de astronomia observacional pelo fato de as ondas de rádio observáveis poderem ser tratadas como ondas ao invés de fótons discretos. Com isso, é relativamente mais fácil de medir a amplitude e a fase das ondas de rádio.

Apesar de algumas ondas de rádio serem produzidas por objetos astronômicos na forma de radiação térmica, a maior parte das emissões de rádio que são observadas da Terra são vistas na forma de radiação síncrotron, que é produzida quando elétrons ou outras partículas eletricamente carregadas descrevem uma trajetória curva em um campo magnético. Adicionalmente, diversas linhas espectrais produzidas por gás interestelar, notadamente a linha espectral do hidrogênio de 21 cm, são observáveis no comprimento de onda de rádio.

Uma grande variedade de objetos são observáveis no comprimento de onda de rádio, incluindo supernovas, gás interestelar, pulsares e núcleos de galáxias ativas.

how telescope works radio

image01  radio dish telescope telescope arrays

final synchroton radiation timeline 1 timeline 2

Missão Rosetta [ Tema de Hoje no Grupo de Astronomia ]

Grupo de Astronomia - [Missão rosetta]

Os encarregados da sonda europeia Rosetta, que navega há dez anos no espaço, autorizaram nesta terça-feira a primeira etapa para que o pequeno módulo robótico a bordo da nave, Philae, tente a façanha de pousar sobre um cometa a milhões de quilômetros da Terra.

O anúncio foi feito durante coletiva de imprensa no Centro Europeu de Operações Espaciais (ESOC, na sigla em inglês), da Agência Espacial Europeia (ESA), em Darmstadt (Alemanha).

Este primeiro “go” (autorização para prosseguir) significa que Rosetta está na órbita correta e que foi encontrada a trajetória para que Philae inicie sua descida.

“Estou na trajetória correta para lançar corretamente o Philae”, anunciou a Rosetta em sua conta no microblog Twitter.

Faltam outras três checagens durante esta noite e madrugada, antes da luz verde definitiva, nesta quarta.

A hora do desacoplamento entre a Rosetta, que segue o cometa desde 6 de agosto, e o robô Philae, de 100 quilos, está prevista para as 08H35 GMT (06h35 de Brasília) de quarta-feira.

Philae tentará, a partir deste momento, aproximar-se pouco a pouco do cometa Churyumov-Gerasimenko 67P até conseguir pousar no “ponto J”, denominado Agilkia, em sua superfície.

Se algum alarme soar, a operação terá que ser adiada.

A confirmação da operação vai demorar 28 minutos para chegar à Terra, visto que a Rosetta está distante cerca de 500 milhões de quilômetros.

O módulo Philae terá sete horas de queda livre antes de tocar a superfície do cometa. Será uma operação arriscada, visto que o único que se sabe a respeito do terreno é que será acidentado.

Nebulosas [ Tema de Hoje ]

Grupo de Astronomia - [Nebulosas]

Definição: São nuvens de poeira e gás interestelar que se localizam, na maioria das vezes, no interior das galáxias. Ela só se torna visível se o gás brilha, se uma nuvem reflete a luz das estrelas ou se ela própria encobre a luz dos objetos distantes. A maioria das nebulosas estão em intensa atividade de formação estelar. Existem quatro tipos de nebulosas:

Nebulosa de emissão: São nebulosas que brilham em diferentes cores, pois o gás delas emite luz quando estimulado pela radiação de estrelas jovens quentes que emitem fótons altamente energéticos. Entre os diferentes tipos de nebulosas de emissão estão as regiões H II, nas quais a formação estelar decorre e jovens, massivas estrelas são a fonte destes fótons. Apenas estrelas grandes e quentes podem libertar a quantidade de energia necessária para ionizar uma parte significativa da nuvem. Muitas das vezes, este trabalho é feito por um inteiro enxame de jovens estrelas. A cor da nebulosa depende da sua composição química e quantidade de ionização. Devido à alta prevalência de hidrogênio no gás interestelar, e à sua relativamente baixa energia necessária, muitas nebulosas de emissão são vermelhas. Se mais energia estiver disponível, outros elementos podem ser ionizados e então aparecem as cores verde e azul. A maioria das nebulosas de emissão contém cerca de 90% de hidrogênio, sendo os restantes 10% hélio, oxigênio, nitrogênio e outros elementos. As nebulosas de emissão têm frequentemente manchas escuras que resultam do bloqueio da luz por nuvens de pó. A combinação entre a nebulosa de emissão e o pó origina objetos muito interessantes, e muitas destas nebulosas têm o nome dos objetos a que se parecem, tal como a Nebulosa da América (NGC 7000) do Norte ou a Nebulosa do cone (NGC 2264). Algumas nebulosas são constituídas de componentes que refletem e emitem, tal como a Nebulosa da Trífida (M20). Algumas das mais espantosas nebulosas de emissão visíveis do hemisfério Norte, são: a Nebulosa da Lagoa (M8) e a Nebulosa de Órion (M42).

Nebulosas de reflexão: refletem a luz de estrelas vizinhas que incide sobre elas. Estas não são quentes o suficiente para provocar a ionização no gás da nebulosa como as nebulosas de emissão, mas são brilhantes o suficiente para tornarem o gás visível. Essas nebulosas não são muito comuns, podendo até passar despercebidas por um telescópio amador. A incidência de 100% de luz as fariam refletir entre 10% e 80%, mas um telescópio superpotente (como o Hubble) as captariam em instantes com definições perfeitas, numa imagem de alta resolução e grande relativa facilidade. Seria como observá-las a 100 metros de distância. A luz é ligeiramente polarizada devido ao alinhamento de certas partículas ao campo magnético. São regularmente azuis devido à dispersão ser mais eficiente na luz azul, mas existem nebulosas de reflexão vermelhas como é caso da nebulosa que rodeia a gigante estrela de Antares As nebulosas de reflexão e as nebulosas de emissão são muitas vezes observadas juntas e são por vezes referidas como nebulosas difusas. Um exemplo disto é a Nebulosa de Órion. Conhecem-se cerca de 500 nebulosas de reflexão. Uma das mais famosas é a que rodeia as estrelas das Plêiades. As nebulosas de reflexão são muitas vezes locais de formação estelar.

Nebulosa escura: Presumivelmente a mais famosa nebulosa escura a Nebulosa cabeça de cavalo. Uma nebulosa escura é um grande nuvem molecular as quais se apresentam como regiões pobre em estrelas onde a poeira do meio interestelar parece estar concentradas. Nebulosas escuras podem ser vista se elas obscurecem parte de um Nebulosa de reflexão ou emissão (por exemplo a nebulosa cabeça de cavalo) ou se elas bloqueia estrelas de fundo (por exemplo a Nebulosa saco de carvão). As maiores nebulosas escuras são visíveis a olho nu, elas aparecem como caminhos escuros contra o fundo brilhante da Via Láctea. Astrofísica da nebulosa escura O hidrogênio destas nuvens escuras opacas existem na forma de hidrogênio molecular. A maior nebulosa deste tipo, a chamada nuvem molecular gigante (NMG), são mais do que um milhão de vezes a massa do Sol. Eles contem mais do que a massa do que o meio interestelar, e quase 150 anos-luz de comprimento, e tem uma densidade média de 100 a 300 molécula por centímetro cúbico e uma temperatura interna de 7 a 15 K. nuvens moleculares consiste basicamente de gás e poeira, mas contem muitas estrelas também. As cores nuvens estão completamente escondidas da visão e não são detectáveis exceto para a emissão de micro-ondas de suas moléculas constituintes. Esta radiação não é absorvida pela poeira e rapidamente escapa da nuvem. O material interno da nuvem é arrastado junto em todas as direções, com algumas nuvens reduzindo-se a massa de estrelas individuais, pequenos arrastões devem estender-se a cerca de um ano luz As nuvens tem um campo magnético interno que se opõem a sua própria gravidade. NMG desempenha um importante papel na dinâmica da galáxia: quando uma estrela passa próxima a um NMG, um considerável impulso gravitacional ira perturbar a órbita da estrela por uma quantia significativa. Depois de repetidas aproximações, uma estrela de meia-idade ira ter componentes significativos de velocidade em todas as direções, ao invés de um uma órbita quase circular como uma estrela jovem (isto é porque a jovem estrela herda a órbita circular da NMG onde ela nasceu). Isto da aos astrônomos outra ferramenta para estimar a idade de estrelas, e ajuda a explicar a espessura do disco galáctico Na região interna de uma nebulosa escura importantes eventos tem lugar, tais como a formação das estrelas e masers

Nebulosa planetária: é um objeto astronômico que é constituido por um invólucro brilhante de gases e plasma, formado por certos tipos de estrelas no período final do seu ciclo de vida. Não estão de todo relacionadas com planetas; o seu nome é originário de uma suposta similitude de aparência com planetas gigantes gasosos. Tem um período de existência pequeno (dezenas de milhar de anos) quando comparado com o tempo de vida típico das estrelas (vários bilhões de anos). Existem cerca de 1500 destes objectos na nossa galáxia. As nebulosas planetárias são objectos importantes em astronomia por desempenharem um papel na evolução química das galáxias, libertando material para o meio interestelar, enriquecendo-o com elementos pesados e outros produtos de nucleossíntese (carbono, azoto, oxigênio e cálcio). Noutras galáxias, as nebulosas planetárias poderão ser os únicos objectos observáveis de maneira a poderem ser retiradas informações acerca da abundância de elementos químicos. Nos anos mais recentes, as imagens fornecidas pelo telescópio espacial Hubble revelaram que as nebulosas planetárias poderão adquirir morfologias extrememente complexas e variadas. Cerca de um quinto são esféricas, mas a maioria não adopta esta morfologia. Os mecanismos producentes desta grande variedade de formas não são totalmente conhecidos mas as estrelas binárias, o vento estelar e os campos magnéticos poderão desempenhar um papel importante.

Nebulosa solar: é uma nuvem de gás e poeira do cosmos que está relacionada diretamente com a origem do Sistema Solar. A hipótese nebular foi proposta em 1755 por Immanuel Kant em que defendia que as nebulosas giravam lentamente em torno da sua origem.

Observações: As nebulosas planetárias são geralmente objetos tênues e nenhum é visível a olho nu. O primeiro destes objetos a ser descoberto foi a nebulosa de Dumbbell na constelação de Vulpecula, observado por Charles Messier em 1764 e listado como M27 no seu catálogo astronómico. Para os primeiros observadores (com telescópios de baixa resolução), M27 e outras nebulosas a seguir descobertas, assemelhavem-se a gigantes gasosos. William Herschel, que descobriu o planeta Urano, chamou-lhes ‘nebulosas planetárias’ apesar de não terem qualquer semelhança com planetas.

Tempo de vida: Os gases das nebulosas planetárias afastam-se da estrela central a uma velocidade aproximada de alguns quilômetros por hora. Simultaneamente à expansão dos gases, a estrela central arrefece à medida que irradia a sua energia – as reações de fusão pararam porque a estrela não tem a massa necessária para gerar no seu núcleo as temperaturas requeridas para se dar a fusão de carbono e oxigênio. Eventualmente, a temperatura estelar irá arrefecer de tal maneira que não poderá ser libertada suficiente radiação ultravioleta para ionizar a nuvem gasosa cada vez mais distante. A estrela transforma-se numa anã branca e o gás adjacente recombina-se, tornando-se invisível. Para uma nebulosa planetária tipica deverão passar 10.000 anos entre a sua formação e a recombinação dos gases.

Supernova remanescente: é um evento que ocorre após uma violenta explosão de (supernova). Com esta explosão, um invólucro de gás se afasta a grande velocidade do núcleo estelar, formando a supernova remanescente. Elas emitem brilho e a mais famosa é a Nebulosa de Câncer.

SUPERNOVA – Tema de Discussão de hoje do Grupo de Astronomia

Grupo de Astronomia - [Supernova]

As supernovas são um tipo de estrela que representam, na verdade, a morte de uma estrela. Para entender melhor é preciso compreender como se dá todo esse processo.
Uma estrela nasce sempre em uma nuvem de poeira e gás grande e fria que se encontra, geralmente entre outras estrelas de uma galáxia. Para que se inicie a formação de uma estrela é necessário que haja algum tipo de perturbação na nuvem como, por exemplo, a explosão de uma supernova como veremos mais a frente. Ocorrida a perturbação começam a se formar grumos (aglomerados de poeira e gás) no meio da nuvem, então esses grumos por causa da quantidade de massa e da temperatura sempre crescente começam a entrar em colapso e a arrastar cada vez mais matéria para dentro de si até formar um núcleo (isso leva cerca de milhões de anos, pouco tempo para uma estrela), chamado de protoestrela. Mesmo assim, a protoestrela continua se aquecendo e arrastando matéria por meio de gravidade até o seu núcleo até se estabilizar, e se esse núcleo tiver massa o suficiente ele forma uma estrela.
Toda estrela é composta basicamente por hélio e hidrogênio e ela vai consumindo esse combustível ao longo de sua vida até que ele se esgote, ou seja, até que todo o hidrogênio tenha sido consumido. Quando isso ocorre a estrela morre, mas nem sempre ela se transforma em uma supernova. Isso vai depender de seu tamanho.
Para que ao acabar o hidrogênio a estrela se transforme em uma supernova, ela deve ter uma massa bem maior que o sol, por exemplo. Quando isso ocorre, ela começa a transformar o hélio em carbono através da fusão. É o mesmo que ocorre com outras estrelas menores, só que em uma estrela tão grande a massa é suficiente para fundir o carbono em elementos mais pesados como o enxofre e o ferro. Assim que o núcleo é fundido em ferro ele entra em colapso por causa de sua própria gravidade e começa a cair sobre si mesmo, a parte externa da ex-estrela é expulsa violentamente para o espaço e gera uma onda de choque que pode desencadear o nascimento de outras estrelas em outras galáxias. O núcleo se torna tão compacto e denso em questões de minutos, que uma pequena porção dele pesaria toneladas. Então em seu núcleo os prótons e os elétrons se fundem e formam nêutrons, nessa fase ela já é chamada de estrela de nêutrons. Se a estrela que morreu for aproximadamente trinta vezes maior que o sol então, ao invés de uma estrela de nêutrons ela formará um buraco negro.
 Importância
No meio astronômico, o estudo das supernovas talvez seja a de maior importância para a ciência moderna. A explosão de uma supernova emite uma luz milhares de vezes mais forte que a normal, é nesse momento que uma intensa onda de luz, em torno dela, se distancia e, como um tsunami, se formar uma lâmina de radiação cósmica que varrerá o espaço, iluminando o material inter-espacial “até então invisível aos instrumentos” e, dependendo da sensibilidade das lentes dos modernos telescópios espaciais, o rastro dessas lâminas poderá ser monitorado durante séculos. São utilizadas como velas-padrão para estudos da expansão do universo, técnica similar à utilizada por Edwin Hubble com cefeidas, mas, com eficiência muito maior, pois o brilho das Supernovas é bem maior.

Ocorrência e catalogação
Por ser um fenômeno relativamente raro em uma galáxia, as supernovas são catalogadas, segundo o ano e a ordem da ocorrência, às vezes imediatamente quando a lâmina de luz chega à Terra, como foi o caso da supernova descoberta em fevereiro de 1987, denominada SN 1987A. Se descobrirem outra (em arquivos fotográficos), adquire o nome de Sn 1987 B. Como, até agora, em nenhuma chapa fotográfica fez-se registro de igual ocorrência naquele ano, quer nessa ou em outra galáxia, fica dispensada a letra A. De modo que, em nossa própria galáxia, só foram observadas, até agora, apenas 3 supernovas: em 1054, 1572, 1604, as quais, devido à data, não foram bem estudadas.  E, além destas três, parecem ter sido cerca de 11 as supernovas que explodiram na Via Láctea nos últimos 20.000 anos, sempre em locais inobserváveis devido à poeira interestelar.  A supernova SN 1987A, ocorrida na galáxia satélite da Via Láctea chamada Grande Nuvem de Magalhães, foi a explosão estelar recente mais próxima da Terra, de modo que pôde ser estudada com equipamentos modernos. Diante desses números e o observado em todo o universo, calcula-se que ocorram, em média, 3 supernovas por milênio, em cada lado de galáxia (só vemos um lado) que tenha 200.000.000.000 de estrelas. Comparando com o número de estrelas que formam uma galáxia, os cosmólogos podem estimar alguns valores, como a idade das galáxias ou, se quiserem, a idade do universo observável. Compare-se esse número com a média de 30.000 novas comuns no mesmo período. Ou seja, para cada 10.000 novas, há uma supernova. Partindo do pressuposto que ocorram 3 supernovas por milênio em nossa galáxia e, considerando que a idade da Via Láctea seja de 15 a 20 bilhões de anos, matematicamente podem ter ocorrido cerca de 45 a 60 milhões de explosões de supernovas em nossa própria galáxia.

Tipo 1A
Há vários meios pelo quais uma supernova desse tipo pode se formar, mas eles compartilham um mecanismo interno comum. Se uma anã branca de carbono-oxigênio agregar bastante matéria para alcançar o limite de Chandrasekhar, de cerca de 1.38 massas solares (para uma estrela que não gire), ela poderá não ser mais capaz de suportar a carga do seu plasma, através da pressão de degeneração eletrônica, e entrar em colapso por isto. Contudo, a visão atual do fenômeno é que este limite não é normalmente atingido; aumentando a temperatura e a densidade no interior do núcleo detonando a fusão carbono quando a estrela aproxima deste limite (em cerca de 1%) antes de o colapso ter iniciado. Em poucos segundos, uma fração substancial da matéria da anã branca é consumida pela fusão nuclear, liberando bastante energia (1–2 × 1044 joules). Uma onda de choque, expandindo-se externamente, é gerada, com a matéria atingindo velocidades da ordem de 5,000–20,000 km/s ou, aproximadamente, 3% da velocidade da luz. Haverá, também, um aumento significativo da luminosidade, alcançando uma magnitude absoluta de -19.3 (ou 5 bilhões de vezes mais brilhante do que o Sol), com pequenas variações.

Tipo 1B e 1C
Estes eventos, tais como supernovas do Tipo II, são provavelmente estrelas massivas esgotadas de combustíveis em seus centros; contudo, os progenitores dos Tipos 1B e 1C perderam a maior parte de seu envoltório externo de hidrogênio, devido a seu forte vento solar ou devido à interação com uma companheira. Supernovas dos tipos 1B são tidas como resultantes do colapso de uma maciça estrela Wolf-Rayet. Existem algumas evidências de que uma pequena porcentagem das supernovas do tipo 1C pode ser a fonte de erupção de raios gama.