TEMPESTADE DE COMETAS

Enviado por Cesar Baima

O telescópio espacial Spitzer, da Nasa, detectou o que parece ser uma verdadeira “tempestade” de cometas em um sistema planetário próximo da Terra. 

A situação lembra o chamado “bombardeio tardio” que atingiu nosso Sistema Solar bilhões de anos atrás e que se acredita ter suprido nosso planeta com água e moléculas orgânicas que possibilitaram o desenvolvimento da vida terrestre.

As imagens do Spitzer, que observa o céu na faixa do infravermelho, mostram uma grossa nuvem de gás e poeira em torno da estrela Eta Corvi. 

Os astrônomos acreditam que a nuvem está próxima o bastante dela para que planetas semelhantes à Terra tenham se formado e estão sendo atingidos por uma série de cometas. 

Eles calculam que o sistema planetário teria cerca de 1 bilhão de anos de idade, a mesma na qual a Terra experimentou seu último grande “bombardeio” celeste.

 

Li 

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Fonte:

ON- Observatório Nacional

Blog Só Ciência

Posted: 20 Oct 2011 08:50 AM PDT

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ORIÔNIDA - CHUVA DE METEÓROS

Cometa Halley 

causa chuva de meteoros ESTA semana 

Por

Stephanie D’Ornelas em 18.10.2011 as 11:20 

Esta semana e a próxima podem reservar a você, fã de astronomia, um grande espetáculo no céu de madrugada. Se você acordar antes do amanhecer em qualquer data entre 17 e 26 de outubro, terá a chance de observar uma Oriónida. O fenômeno, que acontece uma vez por ano mais ou menos nesta época, é causado pelo famoso Cometa Halley.

Em curta definição, uma Oriónida é uma chuva de meteoros. Esse evento astronômico leva o nome de Oriónida porque tem seu radiante na constelação de Órion (radiante é o ponto no céu de onde os meteoros parecem se originar), que fica mais visível para nós, da Terra, por volta das cinco da manhã. 

Um meteoro consiste, basicamente, de um pedaço que se desprendeu de um cometa. O cometa Halley, por exemplo, é um corpo celeste que foi rejeitado no processo de formação do sistema solar em algum momento, e agora orbita pelo universo assim como um planeta. Lentamente, os cometas de desmancham, e os pedaços resultantes são os meteoros que podemos ver.

O cometa Halley só é visível, para a Terra, 

a cada 75 ou 76 anos, quando se encontra no periélio

(o ponto mais próximo do sol, em sua órbita). 

Mas se é difícil conseguir acompanhar esse fenômeno, o Halley nos brinda uma vez por ano com as Oriónidas (em maio, ocorre um fenômeno parecido em outra constelação). 

Nessas ocasiões, pedaços do cometa se desprendem, viram meteoros e passam pela atmosfera terrestre em alta velocidade durante mais de uma semana. Quando isso acontece, o calor atmosférico que consome o meteoro eleva sua temperatura a tal ponto que podemos vê-lo (são as chamadas “estrelas cadentes”). A cada noite, desde o dia 17, estão sendo produzidos de 15 a 20 meteoros por hora (sem contar os cerca de dez meteoros esporádicos que sempre podem aparecer), de uma às cinco da manhã. 

Durante esse período, você tem a chance de observar uma grande chuva de “estrelas cadentes”, não importa que hemisfério você habita (o evento é visível tanto no sul quanto no norte). Em áreas urbanas, a visibilidade fica reduzida, por isso o efeito é melhor apreciado se você mora na zona rural, onde há menos poluição do ar.

As chances de você conseguir observar isso são grandes. Entre 20 e 24 de outubro, auge da “produção” de meteoros, acorde cerca de uma hora antes do amanhecer no lugar onde você mora, e as chances de observar o fenômeno são de 75%. Considerando que o Cometa Halley, “em pessoa”, só será novamente visível para nós em 2061, é uma opção melhor do que esperar por ele. [MSN]

Li 

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Fonte:

[MSN]

Por 

Stephanie D’Ornelas

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mozart requiem karajan

wolfgang amadeus mozart

requiem in d minor, k 626
herbert von karajan

wiener philharmoniker
wiener singverein
1986
anna tomowa sintow
helga muller molinari
vinson cole
paata burchuladze


2:05 I. Introitus
7:34 II. Kyrie

III. Sequentia
10:16 1. Dies irae
12:09 2. Tuba mirum
16:01 3. Rex tremendae
18:22 4. Recordare
23:32 5. Confutatis
25:54 6. Lacrimosa

IV. Offertorium
29:29 1. Domine Jesu
33:22 2. Hostias
38:00 V. Sanctus
39:50 VI. Benedictus
45:30 VII. Agnus Dei
49:13 VIII. Communio

thanks aveshsu for his kind care for the time listing.

Música

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Enviado por cagin em 16/04/2011

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BOLHA LOCAL - REGIÃO DA VIA LÁCTEA

Bolha Local

Bolha Local, com o Sol (Sun) dentro contida.

Em astronomia, bolha é uma região de gás muito disperso, em forma semi-esférica e em alta temperatura, gerada por uma supernovas e localizada no meio interestelar.

A Bolha Local é a região do universo onde se localiza o Sistema Solar, situada no Braço de Órion da Via Láctea. Estima-se que tenha pelo menos 300 anos-luz de diâmetro e uma densidade de aproximadamente 0,05 átomos por centímetro cúbico. O gás difuso da Bolha Local emite uma discreta quantidade de raios x.

A Bolha Local é o resultado de uma supernova que explodiu entre dois e quatro milhões de anos atrás. O candidato mais provável para remanescente desta supernova é o pulsar Geminga, localizado na constelação de Gêmeos. 

Acredita-se que nosso Sistema Solar tenha adentrado a Bolha Local entre cinco e dez milhões de anos atrás. ^[1]

Referências

1. ↑ Solstation.com, Local Chimney and Superbubbles (em inglês)

Localização da Terra no espaço
Terra - Sistema Solar - Nuvem Interestelar Local - Bolha Local - Estrelas próximas - Braço de Órion - Via Láctea - Grupo Local - Superaglomerado de Virgem - Universo observável - Universo - Multiverso

- Portal do Astrónomo - A Bolha Local

Figura 1: Localização da Bolha Local no contexto da Via Láctea. Crédito: ESA.

 

O exemplo mais próximo de uma bolha – cavidade de gás rarefeito delimitada por uma "casca" de hidrogénio atómico – gerada pela explosão de estrelas (supernovas) é a Bolha Local (Figura 1). 

A importância desta cavidade reside em dois factos: (i) o Sistema Solar está imerso nela a cerca de 100 pc¹ da sua extremidade e (ii) se não fosse a sua existência não observaríamos as estrelas, excluindo os planetas, a olho nu!

Nesta série de apontamentos irei descrever as observações efectuadas e os esforços teóricos que tem vindo a ser desenvolvidos, na maioria dos casos com recurso a supercomputadores, para se descrever correctamente a formação e evolução da Bolha Local. 

Em particular referirei alguns aspectos de grande importância e pouco conhecidos do leitor, nomeadamente: (i) caracterização da Bolha Local, (ii) o número de estrelas que lhe deram origem, (iii) a localização dos respectivos enxames estelares parentais e (iv) a distribuição de alguns iões (e.g., o O⁵⁺, indicativo de gás com temperaturas de 300 000 K).

Caracterização da Bolha Local

Figura 2: Diagrama esquemático da Bolha Local e Loop I. Na BL, próximo da zona de interacção (representada a carregado), existem várias nuvens de hidrogénio, estando o Sistema Solar imerso na Nuvem Local. O diagrama não está à escala.
 

A Bolha Local (de agora em diante designada por BL) tem um diâmetro de 340 pc no plano Galáctico e extende-se 600 pc na direcção vertical, i.e., perpendicular ao plano. Trata-se de uma estrutura fechada cujos contornos precisos foram determinados por observações das linhas de absorção de Sódio [10]. 

A cavidade está preenchida por gás com temperaturas entre os 10⁴ e 1,2 × 10⁶ K e tem densidades que variam entre 0,1 a 0,001 partículas por centímetro cúbico. Trata-se de um densidade muito inferior à densidade média do espaço interestelar (1 partícula por cm³). 

Para se compreender este número basta notar que uma garrafa de 0,5 l cheia de gás interestelar conteria apenas 500 átomos de hidrogénio. No caso da BL o número de átomos na garrafa seria inferior em pelo menos uma ordem de grandeza.

A cavidade local, gerada por 17 [6] a 19 [1] estrelas com massas entre 12 e 21 M_☉² interage, na direcção do Centro Galáctico, com uma superbolha activa denominada "Loop I" (Figuras 1 e 2) que é o resultado da explosão de 38 supernovas que ocorreram na associação de estrelas Sco Cen, faltando ainda explodir 44 estrelas com massas >= 9 M_☉ [5]. O Sol está a uma distância de 250 pc de Sco Cen.

Figura 3: Diagrama mostrando a distribuição espacial e dimensão das nuvens Local (NLocal) e G (NG).

 

No interior da BL existem várias nuvens de hidrogénio que resultaram do desmembramento parcial, por instabilidades hidrodinâmicas (Rayleigh-Taylor) e movimentos turbulentos, da interface entre a Bolha Local e o Loop I [3]. O Sol está localizado no interior e a 0,3 pc da extremidade de uma destas nuvens, denominada "Nuvem Local" (NLocal), que tem 6 pc de extensão e 5 pc de diâmetro e uma temperatura de 6700 K (Figura 3).

O Sistema Solar sairá da NLocal, e entrará na nuvem vizinha, a nuvem G (NG), em menos de 70000 anos. NG tem uma temperatura de 5900 K e desloca-se com uma velocidade de 29 km/s relativamente ao Sol. (Figura 3).

² Massa do Sol: M_☉ = 1,989 x 10³³ g 

Origem da Bolha Local-

A origem da Bolha Local está intimamente ligada a existência do ião O⁵⁺ e ao isótopo Fe⁶⁰. O ião O⁵⁺, observado através de medições de absorção é indicativo da presença de gás com uma temperatura de 300 000 K que está a arrefecer em virtude de radiação térmica e que foi previamente aquecido até 10⁶ K via ondas de choque resultantes da explosão de uma estrela. O isótopo Fe⁶⁰, produzido unicamente na explosão de uma estrela, foi detectado no solo oceânico [7]. 

O pico das abundâncias de Fe⁶⁰ detectadas no solo são consistentes com a explosão de uma estrela a 40 pc [7] ou de três estrelas, de 12 M_⊙, localizadas a uma distância de 70 pc do Sol [4].

Estas observações sugerem que a Bolha Local resulta da explosão de uma ou várias estrelas na vizinhança do Sol. A viabilidade deste modelo implica (i) a detecção dos grupos estelares existentes num raio de 400 pc a partir do Sol que tenham percorrido trajectórias que passaram pelo interior da região hoje ocupada pela Bolha Local e (ii) sejam deficientes em estrelas com massas superiores a 8,2 M_⊙³.

Utilizando os dados actualmente existentes verifica-se que os grupos estelares nestas condições, ricos em estrelas do tipo B, estão localizados na zona de Escorpião-Centauro. A partir das estrelas existentes pode-se saber, utilizando a função de massa inicial de Massey et al. [8] para grupos de estrelas OB na Via Láctea, quantas estrelas existiam inicialmente e as respectivas massas. Após a identificação destes grupos basta calcular a sua trajectória invertendo o tempo, i.e., do presente para o passado. Deste tipo de análise resulta que somente três grupos estelares satisfazem simultaneamente as condições (i) e (ii), nomeadamente:

(a) Subgrupo B1 das Pleiades onde faltam 17 estrelas com massas entre 11 e 21 M_⊙ [1];

(b) Subgrupos Centauro Superior (Lupus) e Inferior (Crux) onde faltam, respectivamente, 10 e 7 estrelas com massas superiores a 8,2 M_⊙ [6];

Deve-se realçar que a análise de Berghöfer & Breitschwerdt [1] assumia condições ad-hoc sobre as estrelas do subgrupo, que agora se verifica não serem adequadas. Sobram, os dois subgrupos Centauro Superior e Inferior cujas trajectórias passaram a uma distância média de 70 pc do Sol. 

Simulações tridimensionais da estrutura do espaço interestelar na vizinhança do Sol, que contemplam a evolução temporal do Loop I e segue as trajectórias dos dois subgrupos durante os últimos 14 milhões de anos, mostram a formação de uma cavidade emissora de raios-X com as dimensões da Bolha Local e com absorção de O⁵⁺ semelhante à observada.

³ Somente as estrelas com massas superiores a 8,2 M_⊙ originam supernovas. 

*Distribuição de alguns iões*

É possível com recurso a telescópios espaciais identificar a presença e distribuição de iões (e.g., O⁵⁺, C³⁺, N⁴⁺) no interior da Bolha Local. A sua identificação é útil para se compreender o processo de formação e evolução da cavidade, além de permitir verificar a adequação dos modelos teóricos correspondentes através da comparação entre as previsões teóricas e as observações.

Um dos elementos úteis para este tipo de análise é o ião de Oxigénio cinco vezes ionizado. Este ião, indicador da presença de gás com temperaturas de 300 000 K é identificado através da absorção da radiação ultra-violeta. Tem uma distribuição não uniforme, i.e., variável de local para local, na Galáxia, bem como no interior da Bolha Local. 

A sua densidade média no plano Galáctico é de 1,8 × 10⁻⁸ cm⁻³ [2], enquanto que na Bolha Local é de 2,4 × 10⁻⁸ cm⁻³ [9]. A distribuição não uniforme é indicativa de fenómenos turbulentos associados com a redistribuição de temperatura no interior da cavidade [4] contrariando a velha ideia de 30 anos de que o O⁵⁺ é produzido em resultado de condução térmica.

Qualquer modelo sobre a Bolha Local tem obrigatoriamente de reproduzir a distribuição e densidade deste ião na cavidade. Todavia, todos os modelos desenvolvidos até 2005 falharam neste objectivo.

A razão para estes insucessos foi o facto de os seus autores acreditarem no papel da condução térmica e suporem que a evolução da Bolha Local ocorreu num meio uniforme, não perturbado por outros fenómenos, e.g., explosão de estrelas, ventos estelares, turbulência, etc. 

Modelação

A morfologia e evolução dinâmica da Bolha Local e Loop I depende das distribuições de densidade e pressão do meio onde se expandem. Portanto, é crucial que se efectuem modelações realistas que incluam os efeitos das supernovas e ventos estelares, a formação de nuvens moleculares e o seu desmembramento, em resultado da turbulência, em núcleos de grande densidade nos quais nascem as estrelas tipos O e B. 

Deve-se também considerar 

a presença do campo magnético, raios cósmicos 

e a sua interacção com o campo de ondas

e a circulação de material entre o disco

e o halo galácticos.

Finalmente, qualquer que seja o modelo 

a desenvolver tem de reproduzir a quantidade 

e distribuição do ião O⁵⁺ observada no interior 

da Bolha Local e em todo o disco galáctico.

Durante este ano publicaram-se artigos relativos a simulações tridimensionais de alta resolução (considerando simultâneamente escalas de cumprimento variando entre os 10 kpc e 0,625 pc) da evolução conjunta da Bolha Local e do Loop I num meio interestelar não homogéneo e perturbado por supernovas à taxa observada na Via Láctea, ventos estelares e colisão de nuvens de grande velocidade vindas do halo galáctico.

Nestas simulações utilizaram-se como condições iniciais os dados de uma simulação, já publicada, da estrutura do espaço interestelar nos quais detectou-se uma região com massa suficiente para formar as 82 estrelas originais de Sco-Cen.

Figura 4: Mapa da distribuição da temperatura entre 10 <= T <= 10⁷ K mostrando a Bolha Local, centrada em (175, 400) pc, em resultado da explosão de estrelas do subgrupo B1 das Pleiades e 14,5 milhões de anos após a primeira supernova na região actualmente ocupada pela cavidade. O Loop I está localizado à direita a 190 pc de distância do Sol. As rectas a preto, centradas no Sol, indicam a região e o comprimento das linhas de observação ao longo das quais se mediu a distribuição de O⁵⁺ em absorção.

Efectuaram-se duas simulações em que, além da evolução temporal do Loop I, se segue a formação da Bolha Local como resultado da explosão de (1) 19 estrelas do subgrupo B1 das Pleiades (Figura 4; ver [3]) e (2) explosão de 17 estrelas dos subgrupos Centauro Superior (Lupus) e Centauro Inferior (Crux) (Figura 5; ver [6]). Em ambas as simulações o Loop I, à direita da Bolha Local, está delimitado por uma casca emissora de raios-X, em tudo semelhante ao que foi observado pelo telescópio espacial ROSAT.

Figura 5: 

Mapas da distribuição da temperatura 

(painel esquerdo) e pressão (painel da direita) no

plano Galáctico mostrando a Bolha Local e o Loop I 13,4 

milhões de anos após a primeira explosão no subgrupo 

Centauro Superior (Lupus). As dimensões e morfologia 

da Bolha Local são semelhantes aquelas observadas 

na Figura 4 e as observações actuais.

Dos vários resultados obtidos através destas simulações devem-se realçar os seguintes: (i) as medidas, em absorção, da coluna de densidade do ião O⁵⁺ no interior da Bolha Local está em completo acordo com os resultados obtidos com os telescópios espaciais COPERNICO e FUSE que mediram, respectivamente, os valores de N_{OV I} < 2 × 10¹³ cm⁻² e N_{OV I} < 7 × 10¹² cm⁻², (ii) as dimensões da Bolha Local e Loop I simuladas são semelhantes às observadas, (iii) a interacção entre a casca da Bolha Local com a do Loop I e as suas propriedades são semelhantes às descobertas com o satélite de raios-X ROSAT, (iv) a estimativa da idade da Bolha Local: 14,4^+0,7_-0,4 milhões de anos; e (v) a geração de nuvens de hidrogénio, como a Nuvem Local, como consequência de instabilidades dinâmicas e fragmentação da zona de interacção entre as bolhas Local e Loop I.

Referências

[1] Berghöfer, T.W., Breitschwerdt, D., 2002, "The origin of the young stellar population in the solar neighborhood – A link to the formation of the Local Bubble.", A&A, 390, 299
[2] Bowen, D. V., Jenkins, E. B., Tripp, T. M., Sembach, K. R., & Davage, B. D. 2006, "The FUSE Survey of O VI Absorption in the Galactic Disk", in Astrophysics in the Far Ultraviolet: Five Years of Discovery with FUSE, ed. G. Sonneborn, W. Moos, & B.-G. Andersson (San Francisco: ASP), pp. 412
[3] Breitschwerdt, D., & de Avillez, M. A., 2006, "The history and future of the Local and Loop I bubbles", A&A, 452, L1
[4] de Avillez, M.A., & Breitschwerdt, D. 2005, "Testing Global ISM Models: A Detailed Comparison of O VI Column Densities with FUSE and Copernicus Data", ApJ 634, L65
[5] Egger, R. 1998, In: Breitschwerdt D., Freyberg M.J., Trümper J. (eds.) Lecture Notes in Physics Vol. 506, "The Local Bubble and Beyond", Springer-Verlag, Berlin, p. 287
[6] Fuchs, B., Breitschwerdt, D., de Avillez, M. A., Dettbarn, C., & Flynn, C., 2006, "The search for the origin of the Local Bubble redivivus", MNRAS (no prelo)
[7] Knie, K., Korschinek, G., Faestermann, T., Dorfi, E. A., Rugel, G., & Wallner, A. 2004, Phys. Rev. Let. 93, 17, 171103-1
[8] Massey, P., Johnson, K.E., Degioia-Eastwood, K. 1995, ApJ 454, 151
[9] Oegerle, W. R., Jenkins, E. B., Shelton, R. L., Bowen, D. V., & Chayer, P. 2005, ApJ, 622, 377
[10] Sfeir, D. M., Lallement, R., Crifo, F., & Welsh, B.Y., 1999, "Mapping the contours of the Local bubble: preliminary results", A&A, 346, 785

Li 

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Fonte:

Wikipédia, a enciclopédia livre.

Portal do Astrónomo Pt
http://www.portaldoastronomo.org/tema_pag.php?id=33&pag=1

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