sábado, 15 de janeiro de 2011

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:

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

CONSTELAÇÃO MONOCEROS


A nebulosa NGC 2170 reflete a luz de suas estrelas vizinhas, formando essa belíssima paisagem.

Ela é encontrada na região da constelação Monoceros, próxima a uma gigante nuvem molecular formadora de estrelas, a Mon R2.

Essa nuvem está muito próxima da nebulosa, apenas a 2400 anos luz de distância (o que é pouco em termos espaciais).

Essa bela paisagem tem 15 anos luz de largura. [Nasa]


 Amor
Fonte
http://hypescience.com/foto-espacial-a-belissima-nebulosa-ngc-2170/

ENXAMES ESTELARES

 

Enxame globular M 9 (NGC 6333)

2006-01-06

Crédito: AURA/NOAO/NSF.
Telescópio: 0.9m KPNO.

M 9 é um aglomerado globular na constelação de Ofiúco e é uma das descobertas originais de Charles Messier, que o incluíu no seu catálogo em 1764. Trata-se de um dos mais pequenos e menos brilhantes enxames conhecidos, embora seja um dos mais concentrados. 
 
É também um dos mais próximos do centro da Via Láctea.
 
Situa-se a cerca de 26000 anos-luz de distância do Sistema Solar e estende-se por quase 100 anos-luz de extensão. Sabe-se que M 9 se está a afastar de nós a mais de 200 km/s e que possui uma massa de cerca 300000 massas solares.
 

Enxame duplo NGC 1850

2005-01-15

Crédito: NASA, ESA e Martino Romaniello (ESO).
Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).

O enxame duplo visível na imagem é conhecido por NGC 1850 e localiza-se na nossa galáxia vizinha Grande Nuvem de Magalhães. Este enxame encontra-se rodeado por um véu difuso de gás que que se julga que se terá formado devido à explosão de estrelas maciças.
 
Este enxame duplo é formado por dois agregados de estrelas jovens, um visível na região central desta imagem obtida pelo Hubble, constituído por estrelas jovens com cerca de 50 milhões de anos idade, e outro visível na parte inferior esquerda, constituído por estrelas com apenas 4 milhões de anos.
 
Esta imagem é um bom exemplo da interacção existente entre gás, poeira e estrelas. Julga-se que, há milhões de anos atrás, estrelas maciças terão explodido sobre a forma de supernovas, dando origem ao véu de gás visível na imagem. 
 
Pensa-se que as ondas de choque provocadas pelas supernovas poderão ser responsáveis pela fragmentação e compressão do gás, podendo ser responsáveis pela formação de novas estrelas.



 Amor
Fonte
Portal do Astrónomo - Portugal
 http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=811-

CONSTELAÇÃO DO CÃO MENOR



Riscos no Céu

2011-01-07

Crédito: Hugo Silva
Telescópio: Canon EF 50mm f/1.4 a f/2.8
Instrumento: Canon EOS 350D
 
É um facto bem conhecido que a Estrela Polar indica o norte, mas na verdade, Polaris, a alpha Ursae Minoris, a estrela mais brilhante da imagem, não indica perfeitamente o ponto cardeal Norte, estando neste momento afastada deste aproximadamente 43 minutos de arco, aproximadamente 2/3 de grau.
 
Nesta fotografia de longa exposição é visível perto do centro e mais brilhante a estrela Polar, bem como inúmeras outras estrelas que durante os 30 minutos de exposição mudaram de posição aparente devido à rotação do nosso planeta, desenhando arcos que são tanto maiores quanto mais afastada a estrela está do pólo norte celeste. Também nesta imagem é visível uma das mais subtis e mal estudadas formas de poluição: a luminosa. 
 
Apesar de a imagem ter sido capturada num local com excelente qualidade de céu e a aproximadamente 600m de altitude, a presença de alguma humidade no ar e uma povoação perto é suficiente para contaminar ligeiramente mas de forma visível o céu.




 Amor
Fonte
Portal do Astrónomo - Portugal
http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=3021

O SOL - ARCOS MAGNÉTICOS

 

Imagem do Dia: Dupla proeminência no Sol

2003-04-27

Crédito: SOHO - EIT Consortium, ESA, NASA.
Telescópio: SOlar and Heliospheric Observatory (SOHO).
Instrumento: EIT camera.
 
Nesta imagem espantosa, podemos ver duas proeminências solares. Estas são estruturas filamentares magnetizadas constituídas por plasma denso, relativamente frio (isto é, mais frio do que a superfície do Sol). Por esta razão, quando observadas contra o disco solar aparecem como filamentos escuros. 

Mas, quando vistas contra o negro do espaço, estas enormes estruturas, cuja forma é determinada pelo campo magnético do Sol, aparecem como muito brilhantes. Esta imagem, obtida pela câmara Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT) no ultravioleta extremo em 21 de Março de 2003, a partir da sonda SOHO, mostra duas gigantescas estruturas no hemisfério Sul do Sol. 

Para termos uma noção das dimensões reais destas estruturas, basta referir que estes dois arcos visíveis na imagem sobem, acima da superfície do Sol, a uma altura vinte vezes maior que o diâmetro da nossa Terra. 

Numa questão de horas, estas proeminências elevaram-se acima da superfície solar, num acontecimento que os astrónomos julgam ter estado associado com uma ejecção de massa coronal.

Imagem do Dia: Arcos magnéticos na coroa do Sol

2011-01-08

Crédito: TRACE (Stanford-Lockheed Institute for Space Research/NASA).
Telescópio: Transition Region and Coronal Explorer (TRACE).
Instrumento: Câmara de CCD.
 
Esta extraordinária imagem, obtida no ultravioleta extremo, mostra uma região magnética activa, onde plasma quente brilha ao longo de arcos na coroa solar, enquanto a superfície do Sol permanece escura por não emitir nesta banda. 

Acima da superfície visível do Sol (a fotosfera), encontra-se a cromosfera, uma região com cerca de 2500 km de espessura; depois, ergue-se a coroa solar e a temperatura salta de algumas dezenas de milhar de graus para alguns milhões de graus nas zonas mais exteriores da coroa.

Que fonte de energia torna a coroa solar tão quente é um enigma, mas imagens de arcos coronais, obtidas pelo satélite TRACE, revelaram a localização da fonte de energia não-identificada. 

Ao contrário do que se pensava, a maior parte do aquecimento ocorre bem fundo na coroa, perto da base dos arcos, quando estes emergem da superfície do Sol.

Depois, o plasma quente sobe seguindo as linhas do campo magnético, arrefece e cai na superfície solar, com uma velocidade superior a 100 km/s. Aqui vemos um aglomerado de arcos coronais que se estendem por mais de 30 diâmetros da Terra.



 Amor
Fonte
Portal do Astrónomo - Portugal
http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=3022