sábado, 26 de maio de 2012

T TAURI - E SUA MATERNIDADE



Veja a explicação.  Clicando na imagem você verá a versão na melhor resolução disponível.



 
T Tauri e do Hind Nebulosa Variável 
de Crédito e Direitos Autorais : Don Goldman
 
 
De cabelos soltos
a mulher olha cantando:
- vê meu brinco T.Tauri...



 
T.Tauri




A deusa azul
 ofertando à negritude
- o bebê T.Tauri.
 

 
Sorri de felicidade
 a jovem deusa nebula
- traz T.Tauri ao seio.
 
Ao seio direito
brilha forte ,confortável
 - a estrela T.Tauri.
 
 

A imagem retrata
a mãe azul amorosa
- sem véus ou mistérios


Só não vê quem não quer!

Explicação: A estrela laranja no centro desta notável skyview telescópica é T Tauri, o protótipo da classe de variáveis ​​T Tauri estrelas. Perto é uma nuvem de poeira cósmica amarelo historicamente conhecida como Nebulosa Variável de Hind (NGC 1555/1554).

 Mais de 400 anos-luz de distância, à beira de uma nuvem molecular, a estrela e nebulosa são vistas a variar significativamente em brilho, mas não necessariamente ao mesmo tempo, somando-se o mistério da região intrigante.

 Estrelas T Tauri são agora reconhecidos como jovens (menos de alguns milhões de anos), estrelas como o sol ainda nos primeiros estágios de formação . Para mais complicar o quadro, as observações de infravermelhos indicar que T Tauri em si é parte de um sistema múltiplo e sugerem que o associado de Hind nebulosa pode também conter um objecto muito jovem estelar. 

A cor da imagem dramática se estende por cerca de 4 anos-luz na estimado distância de T Tauri .

De cabelos soltos
deusa azul olha cantando:
- vê meu brinco T.Tauri...

Que mulher é essa
deusa ou mensageira
da estrela T.Tauri?

Certamente a guardiã 
deste tesouro estelar
próximo da Terra.


Viva!
O céu se revela!
- basta ter olhos de ver

Estrela T Tauri 
 


Representação artística de uma estrela T Tauri com um disco circumestelar
As estrelas T Tauri são um tipo de estrelas variáveis irregulares nomeadas a partir do objecto prototípico do grupo, a estrela T Tauri. São estrelas jovens que ainda não entraram na sequência principal (estrelas pré-sequência principal). Encontram-se perto de nuvens moleculares e se identificam pela variabilidade estelar e presença de linhas intensas na sua cromosfera.

As estrelas T Tauri são as estrelas mais jovens visíveis,[1] de tipo espectral F, G, K e M e com uma massa inferior a duas massas solares.[2] As suas temperaturas superficiais são similares à das estrelas da sequência principal de massa parecida, mas a sua luminosidade é significativamente mais alta dado o seu maior raio. As suas temperaturas centrais são provavelmente demasiado baixas para iniciar reacções termonucleares. Em seu lugar, a sua fonte de energia é baseada na libertação de energia gravitacional à medida que a estrela se contrai para formar uma estrela da sequência principal, podendo tardar em alcançar este estado entre 10 e 100 milhões de anos. 

As estrelas T Tauri têm curtos períodos de rotação (por volta de doze dias comparado com um mês para o Sol) e são muito activas e variáveis.
Mostram emissões intensas e variáveis de raios X e de ondas de rádio, e muitas apresentam ventos solares muito fortes. Os seus espectros apresentam maior abundância de lítio que o Sol e outras estrelas da sequência principal, já que este elemento químico se destrói a temperaturas superiores a 2.500.000 K.


Aproximadamente a metade das estrelas T Tauri estudadas possuem discos circumestelares, denominados neste caso discos protoplanetários, dado que se trata dos possíveis progenitores de sistemas planetários como o Sistema Solar. A maioria das estrelas T Tauri encontram-se em sistemas binários.
Objectos parecidos com as estrelas T Tauri mas com massa maior (de 2 a 8 massas solares) são as chamadas estrelas Herbig Ae/Be, que correspondem a estrelas de tipo espectral A e B que ainda não entraram na sequência principal. Não se observaram objectos deste tipo com massa superior a 8 massas solares, pois evoluem muito rapidamente: quando são visíveis já se produz a fusão do hidrogénio no núcleo e são, portanto, estrelas da sequência principal.

 

T Tauris : Estrelas Proto-Solares 

 

 
 
A formação e evolução das estrelas é um tema largamente estudado ao longo dos anos e cuja importância é evidente. No caso de estrelas de pequena massa, esse interesse é acrescido como meio de melhor compreender a evolução ocorrida no próprio Sol e explicar a formação de sistemas planetários. 
 
As estrelas jovens 
e de pequena massa são geralmente 
denominadas estrelas T Tauri e são conhecidas 
como as progenitores do nosso Sol. 

Apresentam, geralmente, idades da ordem dos 107 anos e massas inferiores a 2 massas solares. Nesta fase, a estrela ainda está relativamente fria, com temperaturas próximas dos 3500-4000o C.  Embora conhecidas há bastante tempo, foi apenas nos anos 40 que foi feito o primeiro estudo sistemático destas estrelas, pelo astrónomo Joy. A selecção da amostra de estrelas observada foi feita em função do espectro peculiar que apresentavam e que as diferenciava das estrelas normais. Só mais tarde é que se verificou que se estava perante estrelas jovens.

Os estudos de formação estelar indicam que as estrelas de pequena massa são formadas no interior bastante denso de nuvens moleculares. Em termos mais simples podemos explicar o processo da seguinte forma.  Uma pequena perturbação do estado de equilíbrio da nuvem pode causar uma instabilidade que produz o colapso gravitacional do gás. Este colapso é travado com o aumento da pressão do gás, formando-se um núcleo mais denso a que costumamos chamar proto-estrela. Nesta fase, o brilho do objecto provém da energia potencial libertada aquando do colapso gravitacional. As densidades não são suficientemente altas para ocorrerem reacções termonucleares.  A contracção não é contudo eliminada, continuando de forma mais lenta. Em simultâneo, dá-se a formação de um disco circum-estelar.

Nesta primeira fase, 
o sistema proto-estrela mais disco 
estão embebidos na nuvem. 
 
A nuvem é de tal maneira opaca à radiação proveniente do objecto que não é possível observar directamente o nascimento da proto-estrela. Conforme a estrela vai evoluindo, a nuvem envolvente começa a dispersar devido à pressão da radiação e aos ventos/jactos de gás emitidos pela estrela. Chega-se a um ponto em que começa a ser possível a observação da proto-estrela por radiação rádio e infravermelha.

 Com a progressiva dissipação 
da nuvem circum-estelar, 
a estrela torna-se visível no óptico. 
 
Nessa altura, a estrela encontra-se numa fase adiantada da sua evolução, não sendo já considerada uma proto-estrela mas também não tendo ainda atingido o estado estável de estrela normal. Estamos perante uma T Tauri.

Esta fase na vida de uma estrela de pequena massa é bastante agitada, traduzindo-se numa variação do brilho e do espectro observados em escalas de tempo que podem ir de horas a anos. No entanto, em termos gerais, podemos afirmar que o espectro de uma estrela T Tauri é geralmente caracterizado por três componentes: o espectro de uma estrela normal com a mesma temperatura, ao qual está sobreposto um excesso de contínuo mais intenso no azul e no infravermelho e uma grande quantidade de riscas de emissão.  Estas riscas de emissão são muito semelhantes às observadas na cromosfera do Sol.


Fig.1 A figura compara o espectro médio de uma estrela T Tauri ao de uma estrela normal.
Diversos modelos têm sido usados para explicar o espectro emitido pelas estrelas T Tauri e as diferenças relativamente ao de uma estrela normal. Embora não haja um modelo único que consiga explicar todas as características observadas, grandes avanços foram conseguidos nas duas últimas décadas. Assim, o excesso de radiação observada no infravermelho está associado ao disco circum-estelar.
 
 As riscas de emissão
 são mais difíceis de reproduzir,
 embora possam ocorrer numa cromosfera 
semelhante à solar, mas muito mais activa. 
 
 Um factor importante, e que tem sido objecto de um maior estudo nos últimos anos, é a evolução do disco circum-estelar.  A evolução da estrela está ligada à do disco. No entanto, o disco por si só é fundamental para a compreensão da formação de planetas.  A observação mostra-nos que o disco circum-estelar desaparece com o decorrer do tempo, ficando apenas alguns planetas a orbitar em torno da estrela. A forma como se dá essa transição é uma área importante no estudo da formação planetária. 
 
Doutor Jorge Filipe Gameiro
Centro de Astrofísica da Universidade do Porto

ESTRELA T TAURI


As estrelas T Tauri são um tipo de estrelas variáveis irregulares nomeadas a partir do objeto prototípico do grupo, a estrela T Tauri. São estrelas jovens que ainda não entraram na sequência principal (estrelas pré-sequência principal). Encontram-se perto de nuvens moleculares e se identificam pela variabilidade estelar e presença de linhas intensas na sua cromosfera. 
 
Estrelas como o nosso Sol, quando são jovens, designam-se por estrelas T Tauri. Isto deve-se simplesmente ao fato de que o protótipo das estrelas jovens de pequena massa é precisamente a estrela T da constelação do Touro. 
 
As estrelas T Tauri clássicas, com menos de 3 milhões de anos, possuem todas discos circum-estelares de gás e poeira a partir do qual poderão se formar eventualmente os planetas (e daí o nome de discos protoplanetários). Estes discos, que emitem fortemente radiação ou ondas. 
 
As suas propriedades
 dependem do comprimento de onda:
 ondas ou fótons com comprimentos de onda
 mais longos traduzem radiação menos energética. 
 
A radiação eletromagnética, ou luz,
 é usualmente descrita como um conjunto 
 de bandas de radiação, como por exemplo 
o infravermelho, o rádio ou os raios-X. 
Esta banda permite observar astros, fenômenos, ou processos físicos com temperaturas entre -263°C e 4.927°C. Contudo, a maioria das estrelas T Tauri mais evoluídas, designadas por estrelas T Tauri nuas (do inglês naked T Tauri stars), não apresentam qualquer indício de possuírem discos em seu redor. De acordo com a teoria atualmente aceita, são necessários mais de 10 milhões de anos para formar planetas nos discos. Os astrônomos tendem então a pensar que os discos vão se dissipando com o tempo, acabando o seu material caindo na estrela central, ou sendo ejetado para o meio interestelar  
 
(O meio interestelar 
é constituído por toda a matéria existente 
no espaço entre as estrelas. Cerca de 99% da matéria interestelar
 é composta por gás, sendo os restantes 
1% dominados pela poeira)
 
A massa total do gás e da poeira do meio interestelar é cerca de 15% da massa total da matéria observável da nossa galáxia, a Via Láctea. A matéria do meio interestelar existe em diferentes regimes de densidade e temperatura, como por exemplo as nuvens moleculares (frias e densas) ou o gás ionizado (quente e tênue). No entanto, nesse intervalo de tempo, o material do disco vai sendo aglutinado em objetos rochosos, os planetesimais. À medida que estes agregam mais massa, uma fração cada vez mais importante da massa do disco protoplanetário fica impossibilitada de emitir luz diretamente, por se encontrar agarrada a estes planetesimais.
 
 Assim, 
pequenos grãos de poeira,
bem como moléculas de monóxido de carbono,
ambos abundantes nestes discos, 
devem rapidamente desaparecer do disco
 no decorrer dos primeiros tempos de formação dos planetas. 
 
O constituinte principal dos discos, hidrogênio molecular, deve permanecer no disco durante muito mais tempo do que os grãos de poeira ou o monóxido de carbono. Infelizmente, o hidrogênio molecular é extremamente difícil de detectar por se tratar de uma molécula homonuclear. Para que emita no infravermelho, é necessário que seja aquecido a elevadas temperaturas, o que acontece por exemplo em regiões de choque dos jatos emanados pelas estrelas jovens com o meio interestelar ambiente. 
 
O fato das estrelas T Tauri 
emitirem também fortemente nos raios-X,
 levou esta equipe de astrônomos a pensar
que talvez esteja aí a fonte de energia necessária 
para excitar o hidrogênio molecular existente nos discos. 
 
Ao efetuarem observações no Observatório de Kitt Peak, no Arizona (EUA), descobriram uma estrela T Tauri nua, aparentemente sem qualquer disco em seu redor, detectaram a presença de hidrogênio molecular. Observações posteriores confirmaram o mesmo resultado em mais 11 casos. Se estes resultados se confirmarem para um maior número de estrelas T Tauri, pode bem ser que Jeff Bary e David Weintraub tenham descoberto um mecanismo importante no processo de formação de planetas.
 
 E, se assim for,
 então as estrelas T Tauri nuas 
afinal não andam nuas, 
pois não perderam os seus discos.
 
 E sistemas solares como o nosso podem,
 afinal, ser muito frequentes por esse Universo fora.

 

PabloPicasso
 Fonte:
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
haicais:radeir 
 http://www.oal.ul.pt/oobservatorio/vol6/n6/vol6n06_2.html
 http://imagensdouniverso.blogspot.com.br/2009/08/estrelas-t-tauri.html

terça-feira, 15 de maio de 2012

Chandra regista grande explosão em buraco negro "velho"

2012-05-02

À esquerda: uma imagem de M83, obtida pelo VLT, no Chile, operado pelo ESO. À direita: uma imagem composta mostrando, em cor-de-rosa, dados de raios-X do Chandra, e, em azul e amarelo, dados do Hubble no visível. A ULX está localizada perto da parte inferior da imagem. Crédito: ESO/VLT/Nasa/CXC/Curtin University/R.Soria et al./STScI/Middlebury College/F.Winkler et al. University/R. Soria et al., Optical: NASA/STScI/Middlebury College/F. Winkler et al. 
 
Uma explosão extraordinária, produzida por um buraco negro numa galáxia próxima, forneceu provas directas de uma população de buracos negros estelares velhos e voláteis. 
A descoberta, feita por astrónomos através do Observatório Chandra de Raios-X, lança um novo olhar sobre a natureza de uma classe misteriosa de buracos negros que podem produzir tanta energia em raios-X
como milhões de sóis irradiando em todos os comprimentos de onda
.Usando o Chandra, os investigadores descobriram uma nova fonte de raios-X ultra-luminosos - ULX. As fontes ULX são objectos que emitem mais raios-X do que a maioria dos sistemas binários em que a estrela companheira orbita o que resta de uma outra que sofreu colapso (estrela de neutrões
ou buraco negro). A emissão extra de raios-X sugere à partida que as ULXs devem conter buracos negros com muito mais massa do que os encontrados em outras partes da nossa galáxia.

As estrelas companheiras nas ULXs têm sido geralmente identificadas como estrelas jovens e de grande massa, o que implica que os seus buracos negros também deverão ser jovens. A última pesquisa indica, no entanto, que as ULXs podem conter buracos negros bem mais velhos e que algumas fontes poderão ter sido erradamente identificadas como jovens.

A nova e intrigante ULX está localizada em M83, uma galáxia espiral situada a cerca de 15 milhões de anos luz da Terra, e foi descoberta com o Chandra em 2010. Os astrónomos compararam os novos dados com imagens do Chandra obtidas em 2000 e 2001 e perceberam que a fonte tinha aumentado o seu brilho em raios-X pelo menos 3000 vezes, tornando-se, desde então, a mais brilhante fonte de raios-X em M83.

O aumento repentino do brilho da ULX de M83 é uma das maiores alterações de brilho em raios-X alguma vez observadas para este tipo de objectos, que geralmente não apresentam períodos de baixa actividade. Não foi encontrado qualquer sinal da ULX no histórico das imagens em raios-X feitas com Observatório Einstein em 1980, com o ROSAT
em 1994, com o XMM-Newton da Agência Espacial Europeia em 2003 e 2008, ou com observatório Swift da NASA "A fulguração desta ULX apanhou-nos de surpresa e foi o sinal concreto de que havíamos descoberto algo de novo sobre como crescem os buracos negros", disse Roberto Soria da Curtin University, na Austrália, que liderou o novo estudo. De acordo com os investigadores, o salto dramático no brilho em raios-X ocorreu provavelmente devido a um aumento súbito na quantidade de material que cai dentro do buraco negro.

Em 2011, Soria e os seus colegas usaram imagens no visível, do Observatório Gemini e do Telescópio Espacial Hubble, onde descobriram uma fonte azul brilhante na posição da fonte de raios-X. O objecto não fora detectado previamente numa imagem do telescópio Magellan, obtida em Abril de 2009, nem numa imagem do Hubble, obtida em Agosto de 2009. A falta de uma fonte azul nas imagens anteriores indica que a estrela companheira do buraco negro é mais fraca, mais vermelha e tem uma massa muito menor do que a maioria dos companheiros que anteriormente foram directamente ligados a ULXs. A emissão brilhante e azul no visível observada em 2011 deve ter sido causada por uma acumulação dramática de material vindo da estrela companheira.

"Se a ULX apenas tivesse sido observada durante o seu pico de emissão de raios X, em 2010, o sistema poderia facilmente ter sido confundido com o de um buraco negro com um companheiro estelar de grande massa e muito mais jovem, de 10 a 20 milhões de anos", disse o co-autor William Blair, da Johns Hopkins University, em Baltimore.

O companheiro do buraco negro em M83 é provavelmente uma estrela gigante vermelha com, pelo menos, 500 milhões de anos e uma massa inferior a quatro vezes a do Sol
. Os modelos teóricos para a evolução das estrelas sugerem que o buraco negro deve ser quase tão antigo como a sua companheira.

Outra ULX contendo um volátil e velho buraco negro foi recentemente descoberta na galáxia de Andrómeda por Amanpreet Kaur, da Clemson University, e colegas, resultado publicado na edição de Fevereiro de 2012 de Astronomy and Astrophysics. Matthew Middleton e os seus colegas da Universidade de Durham divulgaram mais informações na edição de Março de 2012 da Monthly Notices da Royal Astronomical Society. Usaram dados do XMM-Newton do Chandra e do Hubble para mostrarem que a ULX é altamente variável e o seu companheiro uma velha estrela vermelha.

"Com estes dois objectos, começa a ser claro que existem duas classes de ULXs, uma contendo buracos negros jovens, crescendo persistentemente, e a outra contendo buracos negros velhos que crescem de forma irregular", disse Kip Kuntz, um co-autor do artigo, também da Johns Hopkins University. "Tivemos a sorte de observar o objecto da M83 no momento certo para podermos comparar o antes e o depois."

O artigo descrevendo os resultados será publicado na edição de 10 de Maio de The Astrophysical Journal.

Fonte da notícia: http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/news/H-12-139.html