UM ANEL GALÁCTICO - Cássio Barbosa

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Um anel galáctico

por 

Cássio Barbosa |

Que tal um anel de ouro ou prata?  Um anel de pedras preciosas, um anel de brilhantes? Bonito e caro, certamente, mas o que dizer de uma anel de buracos negros?  Você já ouviu falar? Ia querer um desses?
Bom, eu é que não, mas não parece ser o caso de Arp 147.

Essa imagem obtida da composição de imagens dos telescópios de raios-x Chandra (em rosa) e do Hubble (vermelho, verde e azul) mostra um par de galáxias em interação. Esse par faz parte de um catálogo elaborado por Harlton Arp na década de 1960, que contêm galáxias peculiares.

Essas galáxias são peculiares por não se enquadrarem em nenhum dos tipos morfológicos conhecidos. A intenção era outra, mas no fim das contas Arp produziu um belíssimo atlas de galáxias em interação.

Esse é o caso que a gente vê aqui, com uma galáxia espiral à direita e outra elíptica à esquerda. Na verdade, estamos vendo o que restou da galáxia espiral, após se colidir com a galáxia elíptica.

Com a colisão, as forças gravitacionais em conjunto produziram uma onda de formação de estrelas que pode ser visto como o anel azul nos restos da galáxia espiral. Esse anel contém milhares de estrelas massivas jovens brilhando intensamente.  Essas estrelas vivem rápido e logo explodem em supernovas, deixando em seu lugar uma estrela de nêutrons, ou mesmo um buraco negro. Ambos os objetos são intensas fontes de raios-x e por isso brilham forte nas imagens do Chandra, formando esse anel de cor-de rosa.

Outras fontes de raios-x são visíveis nesta imagem. Uma delas está no centro da galáxia elíptica e é na verdade um buraco negro supermassivo com pouco gás para alimentá-lo. As outras fontes são as manchas rosas à esquerda na imagem. A mais brilhante (e mais acima) é uma estrela da nossa Via Láctea e a outra mais abaixo é um quasar bem mais distante que as duas galáxias, que estão a 430 milhões de anos-luz.

sex, 11/02/11

por Cássio Barbosa |

categoria Observatório

http://g1.globo.com/platb/observatoriog1

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Mapa Estelar

PLANK: DRAMA CÓSMICO

 

Espaço

Plank: drama cósmico desenrola-se em três atos

Esta imagem mostra seis campos usados para detectar e estudar a radiação cósmica de fundo. Foram escolhidas áreas de alta latitude por estarem menos contaminadas pela emissão da própria Via Láctea. [Imagem: ESA/Planck Collaboration]

 

Drama universal

Se William Shakespeare fosse um astrônomo da atualidade, poderia escrever que "Todo o Universo é um palco, e todas as galáxias são meros atores".

E o novíssimo Telescópio Espacial Planck começa a fornecer novas visões quer do palco, quer dos atores, mostrando o drama da evolução do nosso Universo.

E, segundo os dados indicam, parece que nosso drama universal se processa em três atos. E, se tudo correr bem, até 2013 o telescópio Planck conseguirá nos dar imagens espetaculares dos três.

Início das descobertas

Na sequência da publicação da primeira imagem do céu inteiro, feita pelo Planck, em Julho do ano passado, agora estão sendo publicados os primeiros resultados científicos da missão: a apresentação teve por base 25 artigos submetidos pelos pesquisadores da missão à revista Astronomy & Astrophysics.

"Este é um grande momento para o Planck. Até então, estávamos na fase da coleta de dados e de demonstração do seu potencial. Agora, finalmente, podemos começar as descobertas," disse Jan Tauber, um dos coordenadores da equipe científica do telescópio.

A base de muitos destes resultados é o Early Release Compact Source Catalogue, uma espécie de elenco dos atores desse drama estelar.

Nascido da pesquisa contínua de todo o céu, feita pelo Planck em comprimentos de onda milimétrica e submilimétrica, o catálogo contém milhares de fontes individuais, corpos celestes muito frios, que a comunidade científica agora terá a possibilidade de explorar detalhadamente.

Nuvem molecular Ofiúcus, mostrando a correlação entre as emissões anômalas de micro-ondas e as emissões termais da poeira cósmica. [Imagem: ESA/Planck Collaboration]

 

Três atos da peça cósmica

Continuando com a analogia shakesperiana, podemos pensar no Universo como um palco onde o grande drama cósmico se desenrola em três atos.

Os telescópios de luz visível veem pouco mais do que o ato final: a tapeçaria de galáxias que nos rodeia hoje.

Mas, por meio de medições em comprimentos de onda entre o infravermelho e as ondas de rádio, o Planck é capaz de voltar atrás no tempo e mostrar-nos os dois atos anteriores.

Os resultados divulgados agora contêm novas e importantes informações sobre o ato do meio, quando as galáxias estavam se formando.

O telescópio encontrou evidências para uma população de galáxias envoltas em poeira bilhões de anos no passado, que formaram estrelas a taxas 10 a 1000 vezes superiores ao que assistimos hoje na nossa galáxia. Essas galáxias são invisíveis por outros meios de observação,

Até hoje, nunca tinham sido feitas medições dessa população, nestes comprimentos de onda. "Este é um primeiro passo. Ainda estamos aprendendo a trabalhar com esses dados de forma a podermos extrair o máximo de informação," disse Jean-Loup Puget, do CNRS, na França.

É possível que o telescópio Planck ainda venha a fornecer as melhores imagens já obtidas também do primeiro ato do "drama universal": a formação das primeiras estruturas de grande escala do Universo, onde mais tarde nasceram as galáxias.

Estes são alguns dos super aglomerados de galáxias, só agora descobertos pelo Planck. [Imagem: ESA/Planck Collaboration]

 

Sujeira na radiação cósmica

Estas estruturas cósmicas primordiais são detectáveis através da radiação cósmica de fundo, liberada apenas 380.000 anos após o Big Bang, quando o Universo começava a esfriar.

No entanto, para que seja possível vê-las sem falhas, é preciso remover a "contaminação" das fontes emissoras. Isto inclui tanto os objetos descritos no Early Release Compact Source Catalogue, como diferentes fontes de emissões difusas.

Foi agora também anunciado um passo importante para eliminar essa contaminação. A "emissão de micro-ondas anômala" é uma luz difusa, associada em grande parte às densas regiões empoeiradas da nossa galáxia, mas a sua origem mantinha-se como um enigma há décadas.

Os dados recolhidos na ampla gama de comprimentos de onda do Planck, algo nunca feito antes, agora vieram confirmar a teoria de que essa luz difusa é proveniente de grãos de poeira girando em conjunto vários milhões de vezes por segundo, devido a colisões com átomos em movimento ou com feixes de luz ultravioleta.

Esta nova visão ajuda a remover o "nevoeiro" dos dados de Planck, permitindo analisá-los com maior precisão e deixando a radiação cósmica limpa de ruído.

"Este é um grande resultado, possível graças à excepcional qualidade dos dados do Planck", diz Clive Dickinson, da Universidade de Manchester, no Reino Unido.

O Planck é uma espécie de "máquina do tempo", capaz de enxergar os primeiros momentos de formação do Universo. [Imagem: ESA]

 

Aglomerados de galáxias

Dentre os muitos resultados agora apresentados, o telescópio mostrou novos detalhes de alguns atores importante no palco cósmico: os aglomerados de galáxias distantes.

Eles aparecem nos dados de Planck como silhuetas compactas contra a radiação cósmica de fundo.

A equipe de astrônomos identificou até agora 189 desses aglomerados, incluindo 20 clusters previamente desconhecidos que serão confirmados pelo observatório de raios X da ESA, o XMM-Newton.

Ao pesquisar todo o céu, o Planck representa a melhor chance de encontrarmos os exemplos mais compactos desses clusters. Eles são raros e o seu número é um indicador sensível do tipo de Universo em que vivemos, o quão rápido ele está se expandindo e quanta matéria contém.

"Estas observações serão usadas como tijolos para construir a nossa compreensão do Universo," diz Nabila Aghanim, também do CNRS.

"Os resultados de hoje são a ponta do iceberg científico. O Planck está superando as expectativas, graças à dedicação de todos os envolvidos no projeto," disse David Southwood, diretor de Exploração Científica e Robótica da ESA, durante a conferência realizada em Paris.

"No entanto, além do que foi anunciado hoje, este catálogo contém a matéria-prima para muito mais descobertas. Mesmo assim, não temos ainda o verdadeiro tesouro, a radiação cósmica de fundo em si," disse Southwood.

O Planck continua a pesquisar o Universo. A próxima divulgação de dados está prevista para Janeiro de 2013 e irá revelar a radiação cósmica de fundo com detalhes sem precedentes.

Estaremos então diante do ato de abertura da peça desse drama cósmico de que somos parte, com uma foto do começo de tudo.

 Fonte:

Inovação Tecnológica 

 http://www.inovacaotecnologica.com.br/noticias/noticia.php?artigo=planck-drama-cosmico-em-tres-atos&id=010130110121&ebol=sim

ÓRION EM NOVAS CORES

 

Nebulosa de Órion revelxa-se em outras cores

Esta imagem foi composta pelo russo Igor Chekalin, a partir dos dados brutos das observações feitas pelos astrônomos do ESO. [Imagem: ESO/Igor Chekalin]

Beleza materna

Esta nebulosa, além de bela, propicia aos astrônomos a oportunidade de observar de perto uma região de formação de estrelas gigantes, de grande massa.

A nova imagem da Nebulosa de Órion foi obtida pelo telescópio do ESO (Observatório Europeu do Sul), de 2,2 metros, instalado no Observatório de La Silla, no Chile.

• Brasil assina acordo de adesão ao Observatório Europeu do Sul

Os dados utilizados para compor esta imagem foram selecionados por Igor Chekalin, da Rússia, que participou do concurso de astrofotografia "Tesouros Escondidos do ESO 2010".

Nebulosa de Órion

A Nebulosa de Órion, também conhecida como Messier 42, é um dos objetos celestes mais facilmente reconhecidos e melhor estudados.

Trata-se de um enorme complexo de gás e poeira onde se formam estrelas de grande massa. É a região deste tipo mais próxima da Terra.

O gás brilha tão intensamente que pode ser visto da Terra a olho nu, adquirindo contornos fascinantes quando observado através de um telescópio.

Apesar da sua proximidade e familiaridade, ainda temos muito a aprender sobre esta maternidade estelar. Por exemplo, foi apenas em 2007 que se concluiu que a nebulosa se encontra mais próxima da Terra do que anteriormente se pensava: 1.350 anos-luz, em vez de cerca de 1.500 anos-luz.

Anãs vermelhas

Os astrônomos utilizaram o instrumento Wide Field Imager (câmera de campo largo) para observar as estrelas no interior da Messier 42.

Eles descobriram que as estrelas anãs vermelhas de fraca luminosidade associadas ao gás brilhante liberam muito mais radiação do que o que se pensava anteriormente, o que nos fornece informação complementar sobre este famoso objeto e as estrelas que ele abriga.

Os dados compilados para este projeto científico, sem uma intenção original de produzir uma imagem a cores, foram agora reutilizados para criar esta imagem ricamente detalhada da Nebulosa de Órion.

Filtros de cores

A imagem é composta por várias exposições obtidas através de um total de cinco filtros diferentes.

A radiação que atravessou o filtro vermelho e o filtro que mostra o gás de hidrogênio brilhante, aparece em vermelho. A radiação vinda da região amarela-verde do espectro aparece como verde, a radiação azul aparece como azul mesmo e a radiação que passou através do filtro ultravioleta foi convertida para violeta. Os tempos de exposição foram cerca de 52 minutos para cada filtro.

A nebulosa M78 fica localizada na direção da constelação de Órion, a apenas 1600 anos-luz de distância, e é conhecida de astrônomos amadores, que podem vê-la através de telescópios menos potentes.

Essa imagem em particular foi a vencedora do concurso “tesouros escondidos 2010”, uma competição fotográfica organizada pelo European Southern Observatory. 

Para conferir mais fotos da competição acesse esse site. [Nasa]

Vários sites pela internet divulgaram que a estrela Betelgeuse logo irá virar uma supernova e, em 2012, irá brilhar em nosso céu como um segundo Sol.

No entanto, segundo cientistas, isso é completamente infundado.

De acordo com especialistas, a Betelgeuse está, sim, a caminho de se tornar uma supernova e isso deve acontecer logo – mas esse “logo” está em termos astronômicos, e pode acontecer daqui a um milhão de anos.

Ninguém tem certeza de quando a explosão irá acontecer realmente, mas mesmo que estejamos aqui para testemunhar, a supernova não apareceria no céu como um segundo Sol. Ela se aproximaria, no máximo, com o brilho de uma lua crescente.

Segundo os astrônomos, ela seria brilhante e apareceria no céu mesmo durante o dia e, com certeza, assustaria muita gente, mas não seria nem de perto tão brilhante quanto nosso Sol. [Life's Little Mysteries]

Estrelas recém-nascidas na “irmã mais nova” da Nebulosa de Órion 

Por Bruno Calzavara

 

Nem sempre é fácil ser o irmão mais novo, mas após sair da sombra de seu irmão maior – a Nebulosa de Orion (Messier 42) – Messier 43 tem finalmente sua chance de brilhar. A  recém-lançada imagem do telescópio Hubble mostra M43 fazendo o que os irmãos pequenos estão acostumados a fazer: imitar o seu irmão maior. 

Ambas as regiões estão produzindo estrelas bebê.

Ambos M42 e M43 são parte do maior complexo de nuvens moleculares chamado Orion que, a “apenas” 1.400 anos-luz de distância da Terra, é uma região bem documentadas do cosmos e um dos viveiros de estrelas massivas mais próximos da Terra. Estrelas jovens e muito quentes brilham.

Elas enviam poderosos ventos solares ao exterior, o que formam belos redemoinhos de poeira e gás – como é possível observar na foto.

M43 é uma área menos estudada do complexo de Orion, separado da bem documentada Nebulosa de Órion por uma faixa estreita e escura de poeira. A imagem em particular é um composto de imagens que o Hubble capturou usando filtros amarelos e infravermelhos.

[Popsci]

B 33 - Nebulosa da Cabeça do Cavalo

2011-08-15

Crédito: European Southern Observatory (ESO).
Telescópio: Very Large Telescope - Kueyen (Paranal Observatory, ESO).
Instrumento: FOcal Reducer/low dispersion Spectrograph 2 (FORS2).

 

Esta nebulosa, localizada na constelação de Orionte e próxima da Grande Nebulosa de Orionte (M 42), é um dos objectos celestes mais fotografados do céu. Esta nebulosa, que lembra a cabeça de um cavalo (donde o seu nome), é também conhecida pelos seu número de catálogo B 33, e é parte da nuvem molecular Lynds 1630, estando localizada na parede externa da região IC 434, uma nebulosa de emissão composta de hidrogénio ionizado (dita região H II). 

 

A distância a esta região é de cerca de 1400 anos-luz (430 pc). A cor vermelha é devida à emissão Hα do hidrogénio da região H II, enquanto que a cor azul-verde é luz dispersada na poeira da nebulosa.

 

Na parte superior da cabeça pode ver-se uma zona de interface brilhante que separa a poeira da nebulosa de emissão. Trata-se duma frente de ionização na qual os fotões ionizantes da região H II penetram na nebulosa, destruindo a poeira e as moléculas, e aquecendo e ionizando o gás interestelar.

 

Ao sofrer continuamente este tipo de erosão, as estruturas como esta nebulosa são necessariamente transientes, sendo destruídas numa escala de tempo da ordem de alguns milhares de anos. 

 

Fonte

Inovação Tecnológica

Portal do Astrónomo - Portugal

Com informações do ESO - 20/01/2011

http://www.inovacaotecnologica.com.br/noticias/noticia.php?artigo=nebulosa-orion&id=020130110120&ebol=sim

MESSULAM plays Mozart Fantasia in C minor K 475; Adagio, Andantino, Più ...

Pulsar delicado
na cadência insinuante
- vem tempo bom.

Symphony No. 9 Transcription By Liszt Mvt. 4 [1of4]

No branco papel
a trilha do melhor caminho
- onde a alegria floresce.

Beethoven - Ode to Joy, Pt . 1

Vem Alegria,
ilumina este planeta
- exausto de guerras.

Symphonie Nr. 9 (Ludwig van Beethoven) Teil 3

Sol da vida
abrasa-me a escuridão
- reacende a Fênix.
*
Sejam felizes todos os seres.
Vivam em paz todos os seres.
Sejam abençoados todos os seres.
*

Mondscheinsonate (Ludwig van Beethoven) Moonlight Sonata

Sonata ao luar
no domingo após tempestades
- corpo e alma pacificados.
*

JATOS E OUTRAS MICRO ESTRUTURAS - Neb.Planetárias

 

Figura 8 : Parte interna de NGC 6543. Aqui vemos uma imagem em nitrogénio uma vez ionizado das estruturas internas da nebulosa. O par de jactos é a estrutura mais externa da imagem, que está orientada na direcção Norte-Sul. Crédito: D.R. Gonçalves & R. Corradi (2002).

 

Analisando a parte central da nebulosa do Olho do Gato (NGC 6543) - vide Figuras 3 e 8 - vemos claramente que o par de jactos constitui uma entidade separada do núcleo da nebulosa. De facto, as micro estruturas das nebulosas planetárias habitualmente mostram-se como entidades bem diferenciadas do resto das componentes da nebulosa, não só do ponto de vista morfológico, mas também em termos da luz que emitem. 

As cascas e os halos brilham, principalmente, na linha de emissão do oxigénio duas vez ionizado ([OIII], verde e azul na Figura 3), enquanto que as micro estruturas são muito mais brilhantes na linha de emissão do nitrogénio uma vez ionizado ([NII], vermelho na Figura 3) e do oxigénio uma vez ionizado ([OII]). Devido a esta propriedade, as micro estruturas também são conhecidas como estruturas de baixa ionização (LIS, ver Figura 7a e 7b).

Conforme comentámos no capítulo anterior, todas as nebulosas planetárias com micro estruturas foram reunidas e, pela primeira vez, classificadas, num trabalho que publicámos recentemente Gonçalves et al. (2001). Nele considerámos tanto os aspectos morfológicos quanto os cinemáticos destas, em contraste com os mesmos aspectos observacionais das nebulosas hospedeiras. Além disto, e nisto reside o principal objectivo desta compilação de dados, contrastamos as previsões de todos os modelos teóricos propostos para a formação das estruturas de pequena escala em NP, com suas características observacionais.

Esta detalhada análise das micro estruturas permitiu-nos descartar claramente alguns dos mecanismos propostos para explicar a origem de diferentes tipos de LIS. Demonstrámos que tanto as velocidades observadas quanto a localização das estruturas isoladas podem ser razoavelmente bem explicadas por condensações originadas no vento lento - ou seja, prévias à compressão da nebulosa propriamente dita - ou por instabilidades locais.

Os modelos para a formação de jactos, propostos até então (interacção dos ventos estudados no cap. 2, com ou sem a inclusão de efeitos magnéticos, e considerando a estrela central única ou parte de um sistema binário) nem sempre são capazes de explicar algumas propriedades básicas dos jactos observados, como suas idades cinemáticas e o ângulo entre o jacto e os eixos de simetria da nebulosa planetária.

Verificámos, também, que os pares de estruturas similares a jactos, caracterizados por velocidades de expansão relativamente baixas (parecidas àquelas do meio no qual se encontram, ou seja, as cascas e os halos das nebulosas planetárias) não podem ser explicadas por nenhum dos modelos existentes.

Os nódulos que aparecem em pares simétricos e opostos, e com baixas velocidades, poderiam ser entendidos como resultando da sobrevivência de condensações (simétricas) formadas no vento lento (fase AGB da estrela central), ou como estruturas que antes tiveram altas velocidades, mas que foram sendo consideravelmente travadas pelo meio circundante.

Figura 9: NGC 7009, a Nebulosa de Saturno (Balick et al. 1998).

Este é um protótipo de nebulosa planetária contendo pares de jactos.

Note que esta NP está subdividida em muitas e diferentes estruturas:

uma casca elíptica grosseira orientada na direcção leste-oeste; dois pares  de nódulos, um interno e outro externo; e um par de jactos.

Mais recentemente (Gonçalves et al. 2003), finalizámos a análise das densidades, temperaturas, excitação e composição química de NGC 7009 - a Nebulosa de Saturno - cujos jactos representam o protótipo de pares de jactos em NP (ver Figura 9). Surpreendentemente, os nossos dados observacionais para os jactos e pares de nódulos desta nebulosa não confirmam as densidades, excitações e composições químicas previstas pelos modelos teóricos.

Estes são resultados robustos, e sua importância radica no facto de que nos dizem que não entendemos, em detalhe, nem mesmo as micro estruturas melhor estudadas. 

Talvez estejamos interpretando erroneamente a informação procedente dos dados observacionais (com respeito às suas formas, velocidades, graus de excitação, composições químicas, etc) ou, talvez, estejamos equivocando-nos quanto aos processos físicos que poderiam explicar sua formação. No entanto, dado que estes processos físicos são basicamente os mesmos que dão origem a outros tipos de jactos astrofísicos (àqueles dos objectos estelares jovens, os jactos extragalácticos, etc) e dado que o tipo de análise observacional que empregamos para as micro estruturas é aquele usualmente utilizado para as nebulosas planetárias, é óbvio que enfrentamos fenómenos bastante complexos. 

Enfim, compreender como se formam e evoluem as micro estruturas é muito relevante para o completo entendimento da evolução das estrelas similares ao Sol que - como veremos no último capítulo deste estudo - constituem quase a totalidade das estrelas.

 Amor

Fonte

Portal do Astrónomo - Portugal

Nebulosas Planetárias

http://www.portaldoastronomo.org/tema_pag.php?id=3&pag=4

DAS MACRO ÀS MICRO ESTRUTURAS

 

Quanto tentamos identificar as estruturas das nebulosas planetárias vemos que aquelas de maior escala são os halos, que em geral são arredondados. Depois, em escalas intermédas, aparecem as cascas, que podem ser redondas, elípticas, bipolares, com simetria de ponto ou irregulares. Em escalas muito menores, existe uma série de micro estruturas que apresentam morfologias tão variadas como nódulos, filamentos e jactos. A Figura 6 apresenta um esquema das várias estruturas (componentes) das nebulosas planetárias -tanto em grande quanto em pequena escala- e na Figura 7 apresentamos algumas imagens de NP que contêm tais micro estruturas.

 Figura 6a - Classificação morfológica das cascas
das nebulosas planetárias.

Como mencionado anteriormente, as cascas das NP têm origem na interacção dos ventos. Os halos, por outro lado, provavelmente são compostos pelo gás expulso durante as fases activas da evolução estelar anteriores à compressão da nebulosa (ou seja, por restos do vento lento da AGB). Este gás está, agora, sendo iluminado pelos fotões altamente energéticos da estrela quente, ou seja, da estrela central da nebulosa planetária.

Figura 6b - Simulações numéricas de García-Segura 

e López (2000), mostrando os diferentes tipos 

morfológicos de nebulosas planetárias, em alguns 

casos contendo micro estruturas. 

Em verde vemos a emissão fotoionizada 

e em vermelho aquela excitada por choques.

Muitas micro estruturas estão sendo descobertas graças ao uso de telescópios capazes de obter imagens de alta resolução espacial. Por exemplo, as estruturas de pequena escala podem ser facilmente estudadas com o Hubble Space Telescope. Porém outras micro estruturas, como os "ansae" de NGC 7009 (ver Figura 7), são conhecidos já há muito tempo (descobertos por L. Aller em 1936). 

Recentemente, tais estruturas foram baptizadas com acrónimos como FLIERs (fast, low-ionization emission regions; regiões de emissão rápidas e de baixa ionização), por Balick e colaboradores em 1993; ou BRETs (bipolar, rotating, episodic jets; jactos bipolares episódicos e em rotação); por López e colaboradores em 1995. O interessante deste tipo de acrónimos é que são capazes de descrever algumas das características físicas destas estruturas.

Figura 6c - Esquema dos diferentes tipos de micro

estruturas, vistas em pares simétricos ou isoladas

com respeito à estrela central.

As micro estruturas têm uma grande variedade de aparências e, além disso, podem deslocar-se com a mesma velocidade do meio que as circunda ou viajar de forma peculiar, ou seja, com velocidades diferenciadas daquela do ambiente. Há três anos desenvolvemos uma classificação detalhada das estruturas de pequena escala das nebulosas planetárias (D.R. Gonçalves, R. Corradi e A. Mampaso, 2001). Neste trabalho relacionamos, pela primeira vez, todas as nebulosas planetárias (umas 50) com micro estruturas, considerando seus tipos morfológicos e cinemáticos, bem como os processos físicos propostos para sua formação (ver http://www.iac.es/galeria/denise/ onde se encontra, actualizada, a lista completa destas NP).

Figura 7a - Pares de Jactos (à esquerda) e 

Pares de Estruturas Similares a Jactos (à direita). 

Créditos: imagens obtidas com o filtro F555W 

de NGC 3918, arquivo do Hubble Space Telescope;

NGC 7009, Balick et al. (1998); restantes, 

adaptadas de uma série de artigos publicados

por Corradi et al. entre 1997 e 2000, como 

resultado dos estudos do Grupo de Nebulosas

Bipolares do Instituto de Astrofísica de Canárias. 

Estas foram obtidas em diferentes
telescópios,  e maioritariamente com a luz
do oxigénio duas vezes ionizado ([OIII]) e
do nitrogénio uma vez ionizado ([NII]).

Figura 7b - Nódulos ou filamentos em Pares 

(à esquerda) e Nódulos ou Filamentos Isolados

(à direita). Créditos: imagens obtidas com o

filtro F555W de NGC 5882, arquivo do Hubble

Space Telescope; NGC 6826 e NGC 7662, Balick

et al. (1998); NGC 2440 López et al. (1998); 

restantes, adaptadas de uma série de artigos

publicados por Corradi et al. entre 1997 e 2000, 

como resultado dos estudos do Grupo de 

Nebulosas Bipolares do Instituto de Astrofísica 

de Canárias.

Estas foram obtidas em diferentes telescópios,
e maioritariamente com a luz do oxigénio duas
vezes ionizado ([OIII]) e do nitrogénio uma
vez ionizado ([NII]).

Então, classificamos as micro estruturas como: i) nódulos ou filamentos em pares simétricos; ii) pares de jactos; iii) pares de estruturas similares a jactos; e iv) nódulos ou filamentos isolados. Os pares de nódulos ou filamentos e aqueles isolados, podem viajar com velocidades maiores ou iguais às velocidades do meio no qual estão inseridos. Em particular, a característica que diferencia os jactos das estruturas similares a jactos é o fato de que os pares de jactos expandem-se supersonicamente, ou seja com velocidades maiores do que aquela do meio.

Ao contrário, os pares de estruturas similares a jactos deslocam-se com a mesma velocidade que o meio -ver Figura 7 onde se encontram exemplos de todas as classes de micro estruturas. 

Além de outros resultados que obtivemos deste estudo, e que estudaremos na próximo capítulo, demonstramos, que as micro estruturas aparecem indistintamente em todos as diferentes classes morfológicas das NP, o que sugere que os processos que culminam na formação das micro estruturas não estão, necessariamente, relacionados àqueles que dão origem às distintas morfologias das nebulosas

 Amor

Fonte

Portal do Astrónomo- Portugal

 Nebulosas Planetárias

http://www.portaldoastronomo.org/tema.php?id=3

NEBULOSAS PLANETÁRIAS - O Belo em Detalhe

 

 

Nebulosas Planetárias: O Belo em Detalhe

Nebulosa Planetária Wray 17-1. Crédito: R. Corradi.

 

Foi num artigo publicado em 1785, por Willian Herschel, autor de famosos catálogos de nebulosas planetárias e aglomerados estelares, que as nebulosas planetárias foram assim classificadas pela primeira vez. 

O nome surgiu porque o seu aspecto recordava os discos esverdeados de alguns planetas e por apresentarem características observacionais distintas dos demais objectos que estudava. Porém, estas não são, em absoluto, planetas nem mesmo nebulosas jovens em processo de condensação para a formação de novas estrelas...

Hoje em dia sabemos que estrelas do tipo solar, no final de suas vidas, desprendem suas camadas mais externas que, pouco a pouco, se expandem e diluem até se confundirem com o meio interestelar, enquanto o resto da estrela segue a sua evolução até se transformar numa anã branca, ou seja num "cadáver estelar". Enfim, apesar do nome que recebem, nebulosas planetárias representam a última fase da evolução da maioria das estrelas -- e também do Sol, dentro de 4.500 milhões de anos.


Ao longo das próximas semanas vamos apresentar os seguintes temas:

• Que são, como são e porque têm este nome
• Ventos estelares
• Das macro às micro estruturas
• Jactos e outras micro estruturas
• Resultados mais recentes 

Autoria:

Denise R. Gonçalves
Instituto de Astrofísica de Canárias - Tenerife, Espanha.

 Amor

Fonte

Portal do Astrónomo - Portugal

 Nebulosas Planetárias

http://www.portaldoastronomo.org/tema.php?id=3