JÚPITER

 Júpiter é o quinto planeta mais próximo do Sol e é o maior no sistema solar.

Figura USP-1: Na figura acima o anel de Júpiter foi destacado no desenho

Se Júpiter fosse oco, caberiam mais de mil Terras no seu interior. 

USP-Figura 2: Algumas características de Júpiter

Contém também mais matéria do que todos os outros planetas juntos. 

Tem uma massa de 1.9 x 10²⁷ kg e um diâmetro de 142,800 quilómetros (88,736 milhas) no equador.

Júpiter tem 16 satélites, quatro dos quais - Calisto, Europa, Ganímedes e Io - foram observados por Galileu já em 1610. 

Tem um sistema de anéis, que é muito ténue e totalmente invisível visto da Terra. (Os anéis foram descobertos em 1979 pela Voyager 1.) 

A atmosfera é muito profunda, talvez compreendendo todo o planeta, e tem algumas semelhanças com a do Sol. É composta principalmente de hidrogénio e hélio, com pequenas porções de metano, amónia, vapor de água e outros componentes. 

A grande profundidade dentro de Júpiter, a pressão é tão elevada que os átomos de hidrogénio estão quebrados e os electrões estão livres, de tal modo que os átomos resultantes consistem de simples protões. Isto produz um estado em que o hidrogénio se torna metálico. 

Faixas coloridas latitudinais, nuvens atmosféricas e tempestades ilustram o dinâmico sistema meteorológico de Júpiter. O padrão das nuvens mudam de hora para hora, ou de dia para dia. A Grande Mancha Vermelha é uma tempestade complexa que se move numa direcção anti-horária. Na borda, a matéria parece rodar em quatro a seis dias; perto do centro, o movimento é menor e numa direcção quase aleatória.

Podem-se descobrir cadeias de outras tempestades mais pequenas e redemoinhos pelas diversas faixas de nuvens.

Foram observadas emissões aurorais, semelhantes às auroras boreais da Terra, nas regiões polares de Júpiter. As emissões aurorais parecem estar relacionadas a matéria de Io que cai na atmosfera de Júpiter, movendo-se em espiral segundo as linhas do campo magnético. 

Também foram observados relâmpagos luminosos acima das nuvens, semelhantes aos super-relâmpagos na alta atmosfera da Terra.

O Anel de Júpiter

Ao contrário dos intrincados e complexos padrões de anéis de Saturno, Júpiter tem um simples anel que é quase uniforme na sua estrutura. É provavelmente composto por partículas de poeira com menos de 10 microns de diâmetro -- aproximadamente a dimensão de partículas de fumo dos cigarros. O limite exterior chega até 129,000 quilómetros (80,161 milhas) do centro do planeta e o limite interior está a cerca de 30,000 quilómetros (18,642 milhas). A origem do anel é provavelmente o bombardeamento de micrometeoritos das pequenas luas que orbitam dentro do anel. 

Os anéis e luas de Júpiter estão dentro de uma cintura de radiação intensa de electrões e iões capturados no campo magnético do planeta. Estas partículas e campos compõem a magnetosfera joviana ou ambiente magnético, que se estendem até 3 a 7 milhões de quilómetros (1.9 a 4.3 milhões de milhas) em direcção ao Sol, e se estica em forma de manga de vento até à órbita de Saturno - uma distância de 750 milhões de quilómetros (466 milhões de milhas). 

Animações de Júpiter

• Filme da Rotação de Júpter.
• Júpiter em Rotação e a Sua Atmosfera.
• A Atmosfera de Júpiter.
• A Mancha Vermelha de Júpiter.
• O Campo Magnético de Júpiter.

 Vistas de Júpiter

 

Júpiter

Esta imagem foi obtida pelo Telescópio Espacial Hubble, da NASA, em 13 de Fevereiro de 1995. A imagem mostra uma vista detalhada de um aglomerado único de três tempestades brancas de forma oval a sudoeste (abaixo e à esquerda) da Grande Mancha Vermelha de Júpiter.

O aspecto das nuvens, nesta imagem, é consideravelmente diferente do aspecto das mesmas apenas sete meses antes. Estas estruturas estão a aproximar-se enquanto a Grande Mancha Vermelha é levada para oeste pelos ventos predominantes, enquanto as ovais brancas são movidas para leste. 

 

As duas tempestades de fora formaram-se no final da década de 1930. No centro deste sistema de nuvens o ar sobe, levando gás de amónia fresco para cima. Novos cristais brancos se formam quando o gás ascendente congela ao atingir as nuvens geladas do cimo onde as temperaturas são de -130°C (-200°F).

O centro branco da tempestade, uma estrutura em forma de corda à esquerda das ovais, e a pequena mancha castanha, formaram-se em células de baixa pressão. As nuvens brancas colocam-se acima dos locais onde o gás desce para as regiões mais baixas e mais quentes.

 

Júpiter

Esta imagem foi obtida pela câmara planetária de campo aberto do telescópio Hubble. É uma composição em cor verdadeira de todo o disco de Júpiter. Todas as características nesta imagem são formações de nuvens na atmosfera joviana, que contêm pequenos cristais de amónia congelada e traços de compostos coloridos de carbono, enxofre e fósforo. Esta fotografia foi obtida em 28 de Maio de 1991. (Cortesia NASA/JPL)

 

Telescópio Óptico Nórdico
Esta imagem de Júpiter foi obtida com o Telescópio Óptico Nórdico, de 2.6 metros, localizado em La Palma, nas Ilhas Canárias. É um bom exemplo das melhores imagens que podem ser obtidas de telescópios situados na Terra. (c) Nordic Optical Telescope Scientific Association (NOTSA).

 

Júpiter com os Satélites Io e Europa
A sonda Voyager 1 obteve esta fotografia de Júpiter e dois dos seus satélites (Io, à esquerda, e Europa, à direita) em 13 de Fevereiro de 1979. Nesta vista, Io está a cerca de 350,000 quilómetros (220,000 milhas) acima da Grande Mancha Vermelha de Júpiter, enquanto Europa está a cerca de 600,000 quilómetros (373,000 milhas) acima das nuvens de Júpiter.

Júpiter estava a cerca de 20 milhões de quilómetros (12.4 milhões de milhas) da sonda no momento desta foto. Há evidência do movimento circular na atmosfera de Júpiter. Enquanto os movimentos dominantes em larga escala são de oeste para leste, os movimentos em pequena escala incluem circulações semelhantes a redemoinhos dentro e entre as faixas. (Cortesia NASA/JPL)

 

As Auroras de Júpiter
Estas imagens do HST revelam alterações nas emissões aurorais de Júpiter e mostram o modo como pequenas manchas aurorais um pouco além dos anéis de emissão estão ligadas à lua vulcânica do planeta, Io. A parte superior mostra os efeitos das emissões de Io.

A imagem à esquerda mostra o modo como Io e Júpiter estão ligadas por uma corrente eléctrica invisível de partículas carregadas chamada tubo de fluxo. As partículas, ejectadas de Io por erupções vulcânicas, fluem pelas linhas do campo magnético de Júpiter, que se alinha por Io até aos pólos magnéticos norte e sul.

A imagem superior direita mostra as emissões aurorais de Júpiter nos pólos norte e sul. Logo a seguir a estas emissões estão as manchas aurorais chamadas "pegadas".

As manchas são criadas quando as partículas do "tubo de fluxo" de Io atingem a atmosfera superior de Júpiter e interagem com o gás hidrogénio, tornando-o fluorescente. 

As duas imagens ultravioleta na base da figura mostram como as emissões aurorais mudam no brilho e na estrutura durante a rotação de Júpiter. Estas imagens em cor falsa também mostram como o campo magnético está afastado do eixo de rotação de Júpiter 10 a 15 graus.

Na imagem do lado direito, a emissão auroral do norte está a elevar-se no lado esquerdo; a oval auroral do sul está a começar a baixar. 

A imagem da esquerda, obtida numa data diferente, mostra uma vista completa da aurora de norte, com uma forte emissão dentro da oval auroral principal.

Créditos: John T. Clarke e Gilda E. Ballester (Universitdade de Michigan), John Trauger e Robin Evans (Jet Propulsion Laboratory) e NASA.

 

A Grande Mancha Vermelha
Esta vista dramática da Grande Mancha Vermelha de Júpiter e os arredores foi obtida pela Voyager 1 em 25 de Fevereiro de 1979, quando a sonda esta a 9.2 milhões de quilómetros (5.7 milhões de milhas) de Júpiter.

Consegue-se ver detalhes de nuvens com um diâmetro de 160 quilómetros (100 milhas). A nuvem colorida e ondulada à esquerda da Grande Mancha Vermelha é uma região de movimentos ondulatórios extraordinariamente complexos e variáveis. (Cortesia NASA/JPL)

 

A Grande Mancha Vermelha de Júpiter em Cor Falsa
Esta imagem é uma representação em cor falsa da Grande Mancha Vermelha de Júpiter obtida com o sistema de imagem da Galileu através de três diferentes filtros próximo do infravermelho. É um mosaico de dezoito imagens (6 em cada filtro) que foram obtidas com um período de 6 minutos em 26 de Junho de 1996.

A Grande Mancha Vermelha aparece em cor-de-rosa e as regiões vizinhas em azul por causa do código especial de cor utilizado na representação. O canal vermelho é um reflexo de Júpiter num comprimento de onda em que o metano é fortemente absorvido (889nm). Por causa desta absorção, unicamente as nuvens altas podem reflectir a luz do sol neste comprimento de onda. O canal verde é o reflexo num comprimento de onda em que o metano é absorvido, mas num modo menos forte (727nm). 

As nuvens mais baixas podem reflectir a luz do sol neste comprimento de onda. Finalmente, o canal azul é um reflexo num comprimento de onda onde quase não há absorção na atmosfera joviana (756nm) e pode-se ver a luz reflectida pelas nuvens mais baixas. 

Assim, a cor de uma nuvem nesta imagem indica a sua altura, representando o vermelho ou o branco as mais altas e o azul ou o preto as mais baixas. Esta imagem mostra a Grande Mancha Vermelha como sendo relativamente alta, por há algumas nuvens mais pequenas a nordeste e noroeste que são surpreendentemente semelhantes às nuvens de tempestades terrestres. As nuvens mais baixas estão num colar que rodeia a Grande Mancha Vermelha, e também a noroeste da nuvem alta (brilhante) no canto noroeste da imagem. Modelos preliminares mostram que estas nuvens têm uma altura de cerca de 50km. (Cortesia NASA/JPL)

 

A Mancha Vermelha pela Galileu
Esta vista da Grande Mancha Vermelha de Júpiter é um mosaico de duas imagens obtidas pela sonda Galileu. A imagem foi criada usando dois filtros, violeta e próximo do infravermelho, em cada uma de duas posições da câmara. A Grande Mancha Vermelha é uma tempestade na atmosfera de Júpiter e existe há pelo menos 300 anos. O vento sopra na direcção anti-horária à volta da Grande Mancha Vermelha a cerca de 400 quilómetros por hora (250 milhas por hora).

A dimensão da tempestade é maior do que o diâmetro da Terra (13,000 quilómetros ou 8,000 milhas) na direcção norte-sul e mais do que dois diâmetros terrestres na direcção este-oeste. Neste ponto de vista oblíquo, em que a Grande Mancha Vermelha é mostrada no limite do planeta, parece maior na direcção norte-sul. A imagem foi obtida em 26 de Junho de 1996. (Cortesia NASA/JPL)

 

O Anel de Júpiter
O anel de Júpiter foi descoberto pela Voyager 1 em Março de 1979. Esta imagem foi obtida pela Voyager 2 e foi pseudo colorida. O anel Joviano tem cerca de 6,500 quilómetros (4,000 milhas) de largura e provavelmente menos de 10 quilómetros (6.2 milhas) de espessura. (Crédito: Calvin J. Hamilton)

 

O Equador de Júpiter
Esta imagem mostra a região equatorial de Júpiter. Foi criada a partir de um mosaico de diversas imagens. A Grande Mancha Vermelha é à esquerda da imagem. (Crédito: Calvin J. Hamilton, e NASA)

 

As Luas de Júpiter
Esta imagem mostra à escala as luas de Júpiter Amaltea, Io, Europa, Ganímedes, e Callisto. (Crédito: Calvin J. Hamilton)

 

Galeria Fotográfica do Hubble dos Satélites Galileanos
Este é um retrato de família obtido pelo Telescópio Espacial Hubble das quatro maiores luas de Júpiter, primeiramente observadas pelo cientista italiano Galileo Galilei há cerca de quatro séculos.

Localizadas a cerca de meio bilião de milhas de distância, as luas são tão pequenas que, à luz visível, parecem discos indistintos quando vistos pelos maiores telescópios terrestres.

O Hubble consegue obter detalhes da superfície anteriormente só vistos pela sonda Voyager no início dos anos 1980. 

O Hubble permitiu a descoberta de actividade vulcânica na superfície activa de Io, descobriu uma fraca atmosfera de oxigénio na lua Europa, e identificou ozono na superfície de Ganímedes. As observações em ultravioleta de Calisto mostram a presença de gelo fresco na superfície que pode indicar impactos de micrometeoritos e de partículas carregadas da magnetosfera de Júpiter. (Crédito: STScI/NASA)

 Raios-X de Júpiter

2003-10-29

Crédito: NASA/CXC/SWRI.
Telescópio: Chandra.
Instrumento: HRC.

 

Esta imagem de Júpiter mostra uma grande emissão de raios-X provenientes dos seus pólos magnéticos norte e sul. Apesar de não ser a primeira vez que são detectados raios-X de Júpiter, os investigadores não esperavam que as fontes de raios-X estivessem tão perto dos pólos. 

Julga-se que estes são emitidos por iões energéticos de oxigénio e súlfur que são aprisionados no campo magnético do planeta e que acabam por colidir com a superfície deste.

Até estas observações serem realizadas pelo satélite Chandra, a teoria mais aceite sustentava que estes iões deveriam de ter a sua origem a partir de regiões próximas da órbita da lua de Júpiter, Io.

Este modelo fica agora em séries dúvidas após estas observações. 

Aurora em Júpiter

2011-04-02

Crédito: European Southern Observatory (ESO).
Telescópio: Very Large Telescope (VLT) - Antu (Paranal Observatory, ESO).Instrumento: Infrared Spectrometer And Array Camera (ISAAC).

 

Esta imagem do planeta gigante Júpiter foi obtida durante o período de testes de um novo detector no instrumento de infravermelhos ISAAC (Infrared Spectrometer And Array Camera), montado no telescópio ANTU, um dos telescópios de 8 metros que constitui o Very Large Telescope (VLT) no Observatório do Paranal (ESO), Chile. 

 

A imagem mostra toda a extensão de uma aurora no norte e parte de uma aurora no sul de Júpiter. Foi também registada uma erupção vulcânica em Io, uma lua de Júpiter muito activa (à esquerda). 

 

Apesar desta observação ser de natureza experimental, ela demonstra um grande potencial para o estudo da magnetosfera de Júpiter através de telescópios situados em solo terrestre.

 Fonte:

Portal do Astrônomo - Portugal 
http://www.if.ufrgs.br/ast/solar/portug/jupiter.htm 

Copyright © 1997 by Calvin J. Hamilton. All rights reserved.

CONSTELAÇÃO DO SAGITÁRIO

M 20 - Nebulosa da Trífida vista pelo Hubble

2010-12-30

Crédito: NASA & Jeff Hester (Arizona State University).
Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).
Instrumento: Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).

 

Esta imagem obtida pelo Telescópio Espacial Hubble (HST) mostra uma região na nebulosa da Trífida onde radiação proveniente de uma estrela de elevada massa se encontra a destruir um local de formação de estrelas. 

Esta imagem obtida pelo Hubble põe em evidência a existência de um jacto estelar de matéria, visível no canto superior esquerdo. A fonte deste jacto é uma estrela jovem em formação que se encontra mergulhada no interior poeirento da nuvem. 

A estrela de massa elevada responsável por iluminar a nebulosa não é visível nesta imagem. Mas é a radiação que ela emite que varre o material à sua volta, fazendo com que o gás da nebulosa a partir do qual novas estrelas se estão a formar, se "evapore", dificultando, assim, a formação de mais estrelas. 

A nebulosa da Trífida, também designada por M 20 ou NGC 6514, dista 9000 anos-luz de nós, na direcção da constelação do Sagitário.

Região central da nebulosa da Trífida (M 20)

2010-10-26

Crédito: NASA, ESA, The Hubble Heritage Team (AURA/STScI).
Telescópio: Hubble Space Telescope.

A nebulosa da Trífida, também designada por M 20 ou NGC 6514, é uma conhecida região de formação de estrelas da nossa galáxia situada a cerca de 9000 anos-luz de distância na direcção da constelação do Sagitário.

Esta nova imagem obtida pelo Telescópio Espacial Hubble permite-nos ver o centro da nebulosa, local onde se encontra um grupo de estrelas de elevada massa recentemente formadas.

Estas estrelas iluminam o gás e a poeira, fazendo com que algumas regiões sejam esculpidas nas mais diversas formas devido à forte radiação ultra-violeta emitida por estas estrelas.

Nebulosa do Pelicano (M20)

2010-12-16

Crédito: Adam Block/NOAO/AURA/NSF.

A nebulosa do Pelicano é uma nebulosa de emissão e reflexão situada a cerca de 5000 anos-luz de distância na constelação do Sagitário. Estrelas jovens quentes ionizam o gás envolvente a partir do qual se formaram e fazem-no emitir. 

É uma das nebulosas mais jovens que se conhece, com uma idade estimada de 300000 anos. Na imagem vê-se parte desta nebulosa, sendo visíveis inúmeras zonas escuras, algumas com formas bem peculiares e características.

Estas zonas são regiões de grande concentração de poeira que obscurecem a luz das estrelas. É do colapso gravitacional destas regiões que se formam mais estrelas nova

Tempestade gasosa em M 17

2010-11-29

Crédito: European Space Agency, NASA, J. Hester (Arizona State University).
Telescópio: Hubble Space Telescope (HST).

Por ocasião do 13º aniversário do lançamento do Telescópio Espacial Hubble ocorrido em 24 de Abril de 1990, a NASA e a ESA disponibilizaram esta imagem de uma pequena região da nebulosa M 17, também conhecida por nebulosa do Cisne ou nebulosa Ómega.

Esta imagem mostra um oceano de gases incandescentes, incluindo hidrogénio, oxigénio e enxofre. Radiação ultravioleta proveniente de estrelas jovens de elevada massa está a esculpir a enorme massa de gás que constitui a nebulosa, exercendo enormes pressões em algumas regiões, o que origina uma verdadeira tempestade na zona.

M 17 situa-se a cerca de 5000 anos-luz de distância na direcção da

WR-104, O VERDADEIRO ARMAGEDON.

A maior parte das detonações de raios gama são feixes de energia de alta radiação produzidos pelo colapso de estrelas maciças

17 de abril de 2009

Uma brilhante detonação de raios gama pode ter causado um evento de extinção em massa na Terra 440 milhões de anos atrás - e catástrofe celestial semelhante poderia acontecer de novo, de acordo com um novo estudo.
A maior parte das detonações de raios gama, de acordo com os cientistas, são feixes de energia de alta radiação produzidos quando acontece o colapso de uma imensa quantidade de de massa, como a explosão de uma estrela maciça.

O estudo apresenta um novo modelo de computador segundo o qual um feixe de raios gama dirigido à Terra, desde uma distância de até 6,5 mil anos-luz, poderia ter causado desgaste na camada de ozônio, provocando chuva ácida e iniciando um período de resfriamento global.

Um desastre como esse poderia ter sido responsável pela extinção em massa de até 70% das criaturas marinhas que viviam durante o Período Ordoviciano (de 488 milhões a 443 milhões de anos atrás), sugere o diretor científico do estudo, o astrofísico Brian Thomas, da Universidade Washburn, no Kansas.

A simulação também demonstra que mais ou menos uma vez a cada bilhão de anos uma detonação de raios gama de escala significativa pode acontecer ao alcance da Terra, ainda que os feixes de radiação precisariam estar alinhados de uma maneira muito específica para que atingissem o planeta. No momento, a WR104, uma estrela maciça a oito mil anos-luz de distância, na constelação de Sagitário, está em posição que a torna potencialmente ameaçadora, disse Thomas.

Mas o estudo, que foi submetido ao Jornal Internacional de Astrobiologia, não está necessariamente causando pânico entre os demais astrofísicos.
"Certamente não há nada de errado em estudar o que uma detonação de raios gama poderia causar, se acontecesse perto o bastante de nós, como fez o autor deste trabalho. É assim que a ciência funciona", disse David Thompson, astrofísico da Administração Nacional da Aeronáutica e Espaço (Nasa) e vice-diretor de projeto no Telescópio Espacial Fermi, que opera na banda dos raios gama.

Mas Thompson compara o risco de uma futura detonação de raios gama para a Terra com "o perigo que eu correria de encontrar um urso polar dentro do meu armário em Bowie, Maryland". "Não é não possa acontecer, mas é tão improvável que não vale muito a pena se preocupar com isso", acrescentou.

Danos persistentes
Adrian Melott, antigo orientador do autor do estudo, foi o primeiro a propor, em 2004, que uma detonação de raios gama perto da Terra teria eliminado a vida no Período Ordoviciano. Desde então, os dois pesquisadores vêm trabalhando com aspectos diferentes desse enigma.
De acordo com seus mais recentes modelos, a radiação gama de uma detonação próxima extirparia rapidamente a maior parte da camada de ozônio que protege a Terra, permitindo que mais radiação ultravioleta do sol atingisse a superfície do planeta.

Em prazo mais longo, as reações químicas na atmosfera produziriam gases escuros, com base em nitrogênio, que bloqueariam o calor do sol e deflagrariam o aquecimento global, enquanto os raios gama continuariam a desbastar a camada de ozônio e permitir maior entrada de raios ultravioleta, sugerem os autores.
Parte dessa poluição se precipitaria sobre a superfície na forma de uma devastadora chuva ácida, capaz de causar severas perturbações a ecossistemas.

A atmosfera conseguiria se recuperar em uma década, e uma alta nos danos ao ADN causados pela exposição ampliada à radiação ultravioleta poderia desaparecer dentro de alguns meses ou anos, apontam os pesquisadores. Mas os demais impactos biológicos ¿a exemplo da produtividade reduzida dos oceanos- poderiam persistir por período desconhecido, disse Thomas.

O problema com os trilobitas
Bruce Lieberman, paleontologista da Universidade do Kansas, ajudou a desenvolver a teoria inicial sobre a extinção no ordoviciano, mas não é co-autor dos trabalhos mais recentes.

A idéia prevalecente é a de que uma era glacial causou o evento de extinção, ele diz, mas questiona que essa hipótese explique todos os acontecimentos. "Houve outros momentos nos quais aconteceram eras glaciais sem extinções em massa", ele diz.

Além disso, a era glacial do ordoviciano foi comparativamente curta, durando apenas 500 mil anos antes que o clima retornasse a um ciclo quente - quase como se algo de incomum tivesse deflagrado o frio.

Até agora, Thomas e Melott conseguiram descobrir um padrão de radiação ultravioleta mais elevada durante a extinção do ordoviciano que poderia se equiparar a um bombardeio cósmico por sobre o Polo Sul. E Lieberman acredita que o desaparecimento dos trilobitas, artrópodes extintos aparentados aos caranguejos, possa estar vinculado ao evento do ordoviciano.

Ainda que a maioria dos trilobitas vivesse no lodo do fundo do oceano, os jovens de algumas de suas espécies tinham um estágio de vida que os levava a flutuar em águas rasas, o que os tornaria vulneráveis à radiação ultravioleta.
Mas como Thompson, da Nasa, Lieberman acrescenta que a preocupação quanto a uma futura detonação de raios gama "não é algo que me faça perder o sono".

Em lugar disso, ele aprecia o novo trabalho por apontar que a Terra é uma parte vulnerável do cosmos. "Isso nos oferece uma nova perspectiva sobre coisas como a seleção natural e a adaptação", diz.

Postado por Fernando Fonseca

Nebulosas da Águia (M 16) e do Cisne (M 17)

2011-01-05

Crédito: Russell Croman.

As nebulosas da Águia e do Cisne são duas regiões de formação de estrelas na constelação do Sagitário.

Para a obtenção desta imagem, o astro-fotógrafo Russell Croman (http://www.rc-astro.com/ ) usou filtros destinados a isolar a luz emitida por átomos de enxofre, hidrogénio e oxigénio.

Estes átomos são excitados pela radiação emitida por estrelas jovens no interior das nebulosas. A nebulosa da Águia, visível do lado esquerdo, situa-se a cerca de 7000 anos-luz de distância. 

A nebulosa do Cisne, do lado direito da imagem, situa-se um pouco mais perto da Terra, a cerca de 5000 anos-luz de distância.

  M 20 - Nebulosa da Lagoa
 2011-02-14

Crédito: Rui Tripa
Telescópio: TMB 130mm f/6
Instrumento: Atik ATK-16HR

 

A Nebulosa da Lagoa, M 20, é um dos mais espectaculares e reconhecidos objectos celestes do céu de verão. Situada na constelação de Sagitário, em plena Via Láctea, este objecto é um conjunto de nebulosa de reflexão, emissão e enxame de estrelas, que lhe dão a sua forma tão peculiar. 

Esta imagem a cores do astrónomo Rui Tripa é o resultado do processamento digital de 5 imagens de 300s utilizadas como informação de luminância, conjugadas com 5 imagens de 210s para cada uma das cores vermelha, verde e azul.

M 17 - Nebulosa Omega

2011-04-06

Crédito: European Southern Observatory (ESO).
Telescópio: New Technology Telescope (NTT).
Instrumento: Son Of ISAAC (SOFI).

 

Esta imagem dá-nos uma perspectiva geral da região gigante de formaçao de estrelas conhecida por M 17 ou nebulosa Omega. Esta região fica na constelação do Sagitário, perto do plano da Via Láctea, a cerca de 5000 anos-luz de distância. 

 

Estas observações, caracterizadas pelo seu grande campo de visão, elevada sensibilidade e elevada qualidade de imagem, têm como objectivo identificar estrelas de elevada massa em fase de formação e registar o seu espectro de infravermelho para um estudo físico detalhado destes objectos raros.

 

Estrelas de massa elevada em formação são muito mais difícieis de encontrar do que as de pequena massa como o Sol, isto porque elas vivem muito menos tempo e passam pelas diferentes fases de evolução muito mais rapidamente.

 

A formação de estrelas, tanto de pequena como de elevada massa, não pode ser observada na região do óptico, devido ao elevado obscurecimento provocado pela poeira existente nas nuvens onde as estrelas se formam. Daí o recurso a instrumentos sensíveis à radiação infravermelha como o SOFI.

constelação do Sagitário.

Fonte:

Portal do Astrônomo - Portugal

 

http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=2982

http://cosmoemportugues.blogspot.com/2009/09/maior-parte-das-detonacoes-de-raios.html

QUASAR

 Quasar PKS 1127-145

2010-10-28

Crédito: NASA/CXC/A.Siemiginowska (CfA)/J.Bechtold (U.Arizona).
Telescópio: Chandra.

Esta imagem de raios-X de PKS 1127-145, um quasar situado a cerca de 10 mil milhões de anos-luz de distância da Terra, mostra um enorme jacto de raios-X que se estende por mais de 1 milhão de anos-luz para lá do quasar. 

 

Pensa-se que este jacto deverá ter a sua origem numa colisão entre electrões de alta energia e fotões de microondas. Estes electrões deverão ter sido originados devido a intensa actividade devido a gás em rotação em torno de um buraco negro super-maciço. 

 

A extensão do jacto e a existência de várias zonas e diferente intensidade ao longo dele sugerem que esta intensa actividade é de longa duração, mas intermitente. 

 

 Fonte:

Portal do Astronômo - Portugal

CONSTELAÇÃO DO CISNE

A Nebulosa Methuselah 
a belíssima Nebulosa

Methuselah

 A Nebulosa Methuselah (você também pode conhecê-la como “Matusalém”) fica a 4500 anos luz de distância, na constelação do Cisne

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Ela é uma das maiores nebulosas planetárias que conhecemos – ou seja, ela é uma emissão de gás que foi ejetada de uma estrela na fase final de seu período ativo. Você até pode estranhar o nome “planetário” já que a nebulosa não tem, diretamente, nada a ver com planetas. É que os primeiros avistamentos desse tipo de estrutura espacial surgiram no século XVIII e, como os telescópios da época não eram muito sofisticados, elas foram confundidas com planetas a princípio.

A Methuselah tem 15 anos luz de comprimento e, de acordo com sua taxa de expansão, astrônomos estimam que ela tenha a idade de 150 anos. As nebulosas planetárias normalmente só duram de 10 a 20 mil anos (que é um piscar de olhos para estruturas que têm a idade normal de 10 bilhões de anos), já que acontecem porque sua estrela central está virando uma “anã” quente e, eventualmente, ela para de liberar o material que forma a nebulosa.[Nebulosa]

Nebulosa Véu

Ver imagem em: www.Hiper Ciencia.com


Pormenor da Nebulosa do Véu
2003-05-14

Crédito: Jeff Hester (Arizona State University) & NASA.
Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).
Instrumento: Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).

Esta imagem mostra uma pequena zona da Nebulosa do Véu, ou Laço de Cygnus (em inglês, Cygnus Loop). Cobrindo uma região do céu superior a seis vezes o diâmetro da Lua Cheia, esta nebulosa foi inicilmente considerada como um conjunto de nebulosas difusas distintas, de modo que regiões diferentes receberam números NGC diferentes: NGC 6960, NGC 6979, NGC 6992 e NGC 6995.

Trata-se de um remanescente de supernova, o resultado catastrófico da explosão de uma supernova ocorrida há 15000 anos atrás. As ondas de choque produzidas pela explosão da supernova comprimem o gás e fazem com que este aqueça e emita radiação. Esta imagem foi obtida com o instrumento Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2) do Telescópio Espacial Hubble.

A imagem a cores resulta da combinação de três imagens diferentes. 

A cor azul corresponde a emissão proveniente de oxigénio duplamente ionizado, a cor vermelha corresponde a emissão de enxofre ionizado e a cor verde é o resultado da emissão de átomos de hidrogénio. Este remanescente de supernova situa-se a cerca de 2500 anos-luz de distância na constelação do Cisne.

Apesar de ter essa delicada, a Nebulosa Véu é feita dos restos de uma violenta explosão estelar, uma supernova que explodiu a 5 mil anos atrás. 

Os filamentos de gás se encontram na direção da constelação de Cisne – tanto que a nebulosa também é conhecida como “A volta de Cisne”.

Ela possui cerca de seis vezes o diâmetro da Lua e está a uma distância de 1500 anos luz. Por ser tão grande e “dividida”, a nebulosa foi catalogada em algumas partes – a “vassoura da bruxa” (NGC 6960) é a mais delas, no fundo da nebulosa, com seu formato característico.

 NGC 6960 - Nebulosa do Véu

2011-03-15

Crédito: T. Rector/University of Alaska, Anchorage e WIYN/NOAO/AURA/NSF
Telescópio: WIYN
Instrumento: Mosaic Camera

 

Esta imagem da Nebulosa do Véu foi obtida com a câmara de mosaicos do telescópio WIYN, de 0,9 metros no Kitt Peak National Observatory. Este objecto, que se encontra na constelação de Cisne, são os restos de uma, ou possivelmente de duas supernovas que explodiram há mais de 15 mil anos, a uma distância de 2500 anos-luz da Terra.

Esta supernova pôde ser vista na altura como uma estrela muito brilhante, rivalizando em brilho com a Lua crescente.

A imagem brilhante perto do centro da imagem, com o nome de 52 Cygnus, não está associada com a supernova. Esta imagem é uma combinação de três imagens de banda estreita, em que uma exposição em H-alpha, [OIII] e S[II] foram utilizadas como vermelho, azul e verde respectivamente. Norte é para a esquerda, e Este para baixo. 

M 17 (NGC 6618)

2008-05-10

Crédito: 2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF.
Telescópio: 2MASS (2 Micron All Sky Survey).

M 17, também conhecida como nebulosa Ómega ou nebulosa do Cisne, é uma região de formação de estrelas cujo brilho se deve à excitação de gás provocada pela radiação emitida por estrelas jovens.

É o que os astrónomos designam por uma nebulosa de emissão. 

A sua cor avermelhada deve-se à excitação do principal gás que a constitui, o hidrogénio. Estima-se que a sua massa seja equivalente a quase mil vezes a massa do Sol, sendo a sua distância de aproximadamente 5000 anos-luz. 

Esta nebulosa pode ser vista a olho nu, mediante condições óptimas de observação, na direcção da constelação do Sagitário.

 Fonte:
Portal do Astronomo - PT

Portal do ôm- Portugal 

[Nasa]

http://hypescience.com/foto-espacial-a-belissima-nebulosa-methuselah/

http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=3089

BERÇO DE ESTRELAS

 Berço de Estrelas em CEPHEUS

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Esses pilares de gás e poeira espacial que constituem a nebulosa NGC 7822, são um verdadeiro berço de estrelas – lá existem várias estrelas quentes e muito novas. Aliás, é possível que ainda haja estrelas se formando por lá.

O lugar fica a 3mil anos luz da Terra e você pode ver emissões de diferentes gases sendo retratados em cores diferentes – na realidade, a nebulosa não é tão colorida assim. Essas emissões vêm das estrelas novas, que emitem muita radiação e ventos estelares.

Apesar de que ainda possa haver estrelas em formação, como o vento das estrelas já formadas acaba “empurrando” o material da nebulosa para longe, logo não haverá mais material disponível para a formação de novos

astros. [Nasa]

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