CONSTELAÇÃO DO UNICÓRNIO

Estrela eruptiva V838 Monocerotis

2003-04-02

Crédito: NASA & The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).
Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).
Instrumento: Advanced Camera for Surveys (ACS).

 

Esta sequência de imagens obtidas entre Maio e Dezembro de 2002 evidencia as diferenças aparentes na poeira circum-estelar à medida que diferentes partes da nebulosa são iluminadas sequencialmente. Este efeito é denominado de "eco de luz".

Desde a primeira até à última fotografia, o diâmetro aparente da nebulosa parece inchar de 4 para 7 anos-luz, criando a ilusão de que a poeira está expandindo-se para o espaço a uma velocidade superior à velocidade da luz.

Na verdade, as camadas de poeira não estão expandindo-se, mas é simplesmente a luz do flash estelar que varre a nebulosa.

As cores diferentes na nebulosa reflectem alterações na cor da estrela durante a sua erupção.

A estrela vermelha no centro é uma estrela supergigante eruptiva, V838 Monocerotis, localizada a cerca de 20 000 anos-luz, na constelação do Unicórnio.

Estrela Van Gogh

Quando da erupção, a estrela tornou-se cerca de 600 000 vezes mais brilhante que o nosso Sol! As zonas escuras à volta da estrela são regiões do espaço em que há cavidades na nuvem de gás e poeira interestelares.

Nebulosa planetária NGC 2346

Crédito: NASA & The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).
Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).
Instrumento: Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).

 

NGC 2346 é uma nebulosa planetária bipolar, na constelação do Unicórnio. Encontra-se a cerca de 2 000 anos-luz de nós e estende-se por aproximadamente 0,3 anos-luz. As nebulosas planetárias resultam dos últimos estágios da vida de estrelas como o nosso Sol. Mas NGC 2346 distingue-se por ter no seu centro, não uma estrela, mas um sistema binário, com um período de 16 dias.

Acredita-se que as estrelas que compõem o binário já se encontraram mais afastadas uma da outra. Mas a expansão de uma das estrelas, ao evoluir para gigante vermelha, terá provocado a aproximação da sua companheira. Esta, ao ser puxada para a estrela maior, terá deixado um rastro de gás em forma de anel à volta do sistema binário.

Mais tarde, ao ser despida das suas camadas mais externas que deixaram o seu núcleo quente exposto, a gigante vermelha terá desenvolvido um vento estelar forte perpendicular ao anel de gás já existente, dando assim origem às duas enormes bolhas.

Acredita-se que este processo em duas fases é responsável pela forma em borboleta apresentada por esta nebulosa planetária. 

Nebulosa do Cone

Crédito: NASA, Ford (JHU), Illingworth (USCS/LO), Clampin (STScI), Hartig (STScI), ACS Science Team & ESA.
Telescópio: Huble Space Telescope (NASA/ESA).
Instrumento: Advanced Camera for Surveys (ACS).

 

A Nebulosa do Cone reside a 2500 anos-luz, na zona sul do enxame NGC 2264, uma região activa em formação de estrelas na constelação do Unicórnio. Esta imagem apanha os 2,5 anos-luz do topo do pilar de gás e poeira em forma de cone que constitui a nebulosa e se estende por 7 anos-luz.

A radiação de estrelas jovens e quentes, que se encontram mais acima do que a imagem mostra, erodiu a nebulosa ao longo de milhões de anos. A luz ultravioleta aquece os bordos da nuvem escura, libertando gás para a região vizinha, que é relativamente vazia. Aí, mais radiação ultravioleta faz com que o hidrogénio brilhe, produzindo um halo vermelho de luz que se vê à volta do pilar.

Um processo semelhante ocorre em menor escala à volta de uma única estrela, formando o arco que se vê à esquerda e no topo do Cone. 

A luz branca e azulada resulta da reflexão da luz de estrelas próximas pela poeira.

Nebulosa da Roseta

2011-03-10

Crédito: T.A. Rector, B.A. Wolpa, M. Hanna, NOAO/AURA/NSF.
Telescópio: NSF 0.9m (Kitt Peak National Observatory).

Esta espectacular imagem da nebulosa da Roseta na constelação do Unicórnio foi obtida com o telescópio de 90 cm da National Science Foundation localizado no Observatório de Kitt Peak, no Arizona (EUA). 

A Roseta, também conhecida por NGC 2237, é uma região activa de formação de estrelas, cujo brilho é devido à emissão de radiação ultra-violeta proveniente de estrelas jovens e quentes que se encontram no seu interior. 

Os ventos estelares devidos a estas estrelas têm escavado a região central da nebulosa, dando origem ao "buraco" que se vê nesta imagem. Esta nebulosa, situada a cerca de 2600 anos-luz de distância, ocupa uma grande região no céu, sendo a sua área superior a seis vezes a área da lua cheia.

 Fonte:

Portal do Astrônomo - Portugal

http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=57;45
http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=3084

CONSTELAÇÃO DA ÁGUIA -

 

Nebulosa planetária NGC 6751

Crédito: NASA, Hubble Heritage Team.
Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).
Instrumento: Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).

 

Esta nebulosa planetária singular situa-se na constelação da Águia a 6500 anos-luz de distância e formou-se devido ao gás expelido há milhares de anos pela estrela quente que é visível no centro da imagem.

A imagem foi construída pelo Hubble Heritage Team que trabalha no Space Telescope Science Institute em Baltimore nos Estados Unidos, com base em três imagens obtidas em 1998 com três filtros destinados a captar a emissão de gases a diferentes temperaturas.

As zonas azuis correspondem ao gás mais quente, e estas formam um anel circular em torno do centro. As cores vermelha e cor-de-laranja correspondem às zonas mais frias e estas tendem a situar-se em longos filamentos radiais que divergem a partir da estrela central, bem como num anel exterior circundando toda a nebulosa.

A origem destes filamentos frios é ainda desconhecida. O diâmetro da nebulosa é cerca de 600 vezes o tamanho do Sistema Solar.

M 16 - Nebulosa da Águia

2011-07-10

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

 

M16 é um enxame aberto na constelação da Serpente, mas é mais conhecido entre os astrónomos como a nebulosa da Águia, devido à nebulosidade associada ao enxame. Na realidade, o enxame aberto está catalogado como NGC 6611, enquanto a nebulosidade é referenciada como IC 4703, mas independentemente da nomenclatura, este é um dos objectos mais espectaculares que existem nos céus do hemisfério norte.

A forma característica da sua nebulosidade tornou-se famosa quando o Telescópio Espacial Hubble fotografou em detalhe uma zona que passou a ficar conhecida como os Pilares da Criação, devido à sua forma característica estar associada a formação de estrelas.

M16 foi descoberto em 1745 ou 1746 por Philippe Loys de Chéseaux como enxame aberto, enquanto a nebulosidade foi descoberta mais tarde por Charles Messier em 3 de Junho de 1764, que independentemente redescobriu todo o conjunto. 

Messier descreveu o objecto como “Um enxame de pequenas estrelas, embebido num brilho difuso, perto da cauda da Serpente, a pouca distância do paralelo de Zeta desta constelação; com um telescópio inferior, este enxame assemelha-se a uma nebulosa”.

 Fonte:

Portal do Astrônomo - Portugal

http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=2931

CONSTELAÇÃO DO ESCORPIÃO

 

Constelação do Escorpião

Crédito: © Bill & Sally Fletcher, Science & Art (http://www.ScienceAndArt.com)
Instrumento: Câmara fotográfica.

 

Imagem da constelação do Escorpião. As estrelas mais brilhantes, normalmente utilizadas para identificar a constelação, surgem bem destacadas. Existem muitos objectos de interesse nesta região do céu, nomeadamente um grande número de enxames de estrelas.

A nebulosidade, intercalada com nuvens escuras de gás e poeira, que preenche a zona esquerda da imagem é parte da nossa Galáxia, a Via Láctea.

A estrela brilhante e de cor alaranjada perto do centro da imagem é Antares, a 15ª estrela mais brilhante do céu nocturno. Antares a cerca de 500 anos-luz de distância, é uma estrela super-gigante vermelha com cerca de 15 vezes a massa, 700 vezes o diâmetro e 10 000 vezes o brilho do nosso Sol.

O seu nome é de origem grega e significa anti-Ares, ou seja anti-Marte, pois possui uma cor e brilho semelhantes aos do planeta Marte, podendo por vezes ser confundida com este. 

Enxame globular M 80

Crédito: NASA & The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).
Telescópio: Hubble Space Telescope (NASA/ESA).
Instrumento: Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2).

 

M 80, também catalogado como NGC 6093, é um dos enxames globulares conhecidos mais densos da nossa Galáxia.

A 27 mil anos-luz de nós, na constelação do Escorpião, este aglomerado possui centenas de milhares de estrelas ligadas gravitacionalmente entre si.

Os enxames de estrelas são extremamente importantes no estudo da evolução estelar, pois todas as estrelas ter-se-ão formado da mesma nuvem molecular na mesma altura, mas com diferentes massas. Por isso, apesar de todas as estrelas terem a mesma idade, encontram-se em diferentes estágios de evolução consoante a sua massa inicial.

A análise desta imagem permitiu identificar um número elevado de estrelas do tipo blue stragglers no centro do enxame, um tipo de estrelas que se acredita resultar da colisão e fusão de duas estrelas. Estas tendem a parecer anormalmente jovens e de massa mais elevada do que as restantes estrelas do enxame.

Sabe-se agora que M 80 contém mais do dobro de blue stragglers do que qualquer outro enxame globular observado pelo Hubble.

O RABO DO ESCORPIÃO-NGC-6357

 Estrelas massivas residem dentro de NGC-6357, um complexo de nebulosas de emissão em expansão a 8.000 anos-luz de distância, no rabo do Escorpião (Scorpius). De fato, posicionada logo abaixo do centro desta visão em close-up da NGC-6357, o aglomerado estelar Pismis 24 é composto de algumas das mais massivas estrelas conhecidas na galáxia, supergigantes com 100 vezes ou mais a massa solar. 

A região central brilhante da nebulosa contém também os pilares de poeira de uma nuvem molecular, escondendo proto-estrelas massiva dos olhares curiosos e inexistentes dos instrumentos óticos, os quais não conseguem ver através das nuvens obscurecidas.

Formatos complexos na nebulosa foram criados por fortes ventos interestelares e radiação energética ionizante das jovens e recém formadas estrelas massivas.

Este belo panorama da nebulosa NGC-6357 nos mostra uma região com 50 anos-luz de diâmetro.

COSMO EM PORTUGUÊS

quinta-feira, 19 de novembro de 2009

de Fernando Fonseca

 Fonte:

Portal do Astronômo - Portugal

Imagem do Dia: 2010-10-14
http://www.portaldoastronomo.org/npod.php?id=2936

GÊNESE DOS ELEMENTOS QUÍMICOS

                             as nuvens de gás contraíram-se formando as protoestrelas

A NUCLEOSSÍNTESE ESTELAR

A maior parte dos elementos químicos que podemos observar é originada em processos que ocorrem no interior das estrelas, ou seja, processos de nucleossíntese estelar, em que a transformação de um elemento em outro é um subproduto da geração de energia nas estrelas. De maneira geral podemos subdividir esses processos em duas classes, a nucleossíntese quiescente, nucleossíntese explosiva, que ocorre somente nos estágios finais de estrelas de grande massa ou estrelas em sistemas binários, em explosões de supernovas. caracterizada pelas reações nucleares que ocorrem durante a vida de todas as estrelas, e a Os processos de nucleossíntese quiescente correspondem a uma queima nuclear hidrostática, isto é, ocorrem enquanto a estrela está em equilíbrio hidrostático, quando o peso das camadas superiores é equilibrado pela pressão do gás nas camadas inferiores, onde ocorrem as reações nucleares. Nessa fase, com duração de vários bilhões de anos para estrelas com massas próximas à do Sol, as dimensões e a temperatura superficial das estrelas praticamente não se alteram. Estrelas mais massivas, cujas massas são superiores a dez vezes a massa do Sol, aproximadamente, consomem seu combustível nuclear muito mais rapidamente, e têm uma duração muito menor do que as de menor massa. Nesse caso, o colapso causado pelo esgotamento do combustível nuclear é extremamente violento, gerando uma intensa instabilidade e uma explosão que ejeta as camadas mais externas da estrela ou mesmo toda ela. A energia gerada nesta explosão é extremamente alta, tipicamente 10**42 a 10**44 J, sendo suficiente para produzir as reações nucleares que dão origem aos elementos mais pesados que o Fe e outros elementos, inclusive alguns formados também pelo processo quiescente. Estrelas isoladas precisam ter massas acima de dez massas solares, aproximadamente, para sofrer o colapso que leva ao processo explosivo. No caso de sistemas binários, o processo pode acontecer com estrelas menos massivas. Parte da massa de uma das estrelas é transferida para a outra, geralmente uma estrela colapsada, formando um disco de acréscimo, onde a matéria é precipitada violentamente, causando a explosão do objeto colapsado. Note-se que os eventos catastróficos que dão origem aos elementos mais pesados que o 56Fe devem ser pouco frequentes, uma vez que a abundância cósmica desses elementos é muito mais baixa que a dos elementos do grupo do ferro, onde o número atômico Z está próximo de 26. Isto pode ser visto na figura 1, e sua explicação é dada pela existência de um número pequeno de estrelas de grande massa relativamente às estrelas com massas próximas da massa solar.

QUEIMA DE H

O processo mais simples de nucleossíntese quiescente é a queima de H com a formação de 4He, que pode ocorrer por meio da cadeia próton-próton ou do ciclo CNO. A cadeia próton-próton ocorre em estrelas com temperaturas centrais da ordem de 10**7 K, aproximadamente, suficientemente altas para que a energia cinética dos prótons possa ultrapassar a barreira coulombiana de potencial repulsivo que existe entre eles. São necessários quatro prótons para cada núcleo de 4He produzido, gerando energia, pósitrons e neutrinos no processo. É o processo padrão nas estrelas de baixa massa, e está ocorrendo no Sol há cerca de 4 bilhões de anos, sendo, em última análise, responsável pela luminosidade solar. Um exemplo das reações da cadeia próton-próton é:






.

A matéria das protoestrelas continua a contrair-se, devido à gravidade, provocando aquecimento e, quando a temperatura no seu interior atinge os 10 a 15 milhões de graus kelvin, inicia-se a fusão nuclear do hidrogénio em hélio-4 e a estrela começa a brilhar.

As quantidades de energia libertadas intensificam a agitação das partículas, originando forças de pressão que tendem a expandir a matéria estelar, o que contraria a gravidade que tende a comprimi-la. Este é o equilíbrio no qual a estrela se mantém durante a maior parte da sua vida – fase principal da vida da estrela.

A duração desta fase depende da massa inicial da estrela. As estrelas mais maciças queimam mais rapidamente o hidrogénio porque necessitam de maior quantidade de energia para equilibrar a contracção gravitacional, sendo, por isso, mais elevada a sua temperatura.

Quando todo o hidrogénio se transforma em hélio, as forças que contrariam a força da gravidade deixam de existir, o que implica a contracção do núcleo da estrela.

Esta contracção reaquece o núcleo da estrela, aumentando a temperatura duma forma tal que é suficiente para permitir novas reacções de fusão.

        E = 6,42 x 10¹⁰ J/g de carbono produzido

E = 7,8 x 10¹⁰ J/g de oxigénio produzido

Ocorre a expansão da camada exterior da estrela, onde não ocorre fusão, rica em hidrogénio, diminuindo a temperatura da parte mais superficial da estrela, que assume uma cor avermelhada, estrela gigante vermelha – fase de gigante vermelha.

• no núcleo da estrela ocorre a fusão do hélio em carbono e oxigénio

• na camada fina que envolve o núcleo continua a ocorrer a fusão do hidrogénio em hélio

• a camada exterior expande-se, ganhando cor vermelha

A fase seguinte depende da massa inicial da estrela.

M_estrela £ 8 M₀

• ejecção de um vento rápido de matéria e energia para o exterior (nova), formando uma nebulosa planetária
• estrela
anã branca – resíduo estelar de estrelas com massa inicial M £ 8 M₀
• contracção do núcleo da estrela, devido à gravidade, com aumento de temperatura e densidade
• núcleos e electrões exercem uns sobre os outros forças de pressão cada vez maiores
• equilíbrio entre estas forças de pressão e a força da gravidade
• arrefecimento progressivo até se transformar numa anã castanha e numa anã negra

M_estrela > 8 M₀

•  

  fusão do carbono em néon e magnésio  e do oxigénio em silício e enxofre   nova contracção do núcleo da estrela   fusão do silício e do enxofre em ferro   reacções nucleares nas camadas exteriores   expansão das camadas exteriores devido à energia propagada do interior   fase de estrela supergigante vermelha

• paragem das reacções nucleares
• energia libertada no núcleo não é suficiente para provocar a fusão do ferro
• colapso rápido do núcleo de ferro da estrela, devido à gravidade
• libertação de gigantescas quantidades de energia, que aquecem brutalmente as camadas exteriores, aquecendo-as e empurrando-as para o espaço, a velocidade elevada (supernova)
• novas reacções nucleares, no envelope gasoso, em expansão, onde se produzem os elementos mais pesados, do ferro ao urânio

M_estrela < 25 M₀

• compressão cada vez maior do resíduo estelar, o que leva à desagregação dos núcleos, por colisão
• transformação dos protões em neutrões, dando origem a uma
estrela de neutrões ou pulsar
• equilíbrio entre as forças de pressão dos neutrões e a força da gravidade

M_estrela > 25 M₀

• o resíduo estelar torna-se ainda mais denso que a estrela de neutrões
• a força da gravidade é tão elevada que nenhuma força interior consegue compensar
• nada escapa, nem mesmo a luz –
buraco negro

Nucleossíntese interestelar

• raios cósmicos, protões e/ou electrões de grande energia cinética, provenientes de supernovas e outros fenómenos cósmicos, colidem com elementos existentes no espaço interestelar, dividindo e originando elementos leves, inexistentes na nucleossíntese primordial e na nucleossíntese estelar, o lítio-6, o berílio e o boro, completando a formação dos elementos químicos
• "somos feitos de matéria cósmica, somos poeiras de estrelas"
• "somos irmãos das rochas e primos das estrelas"

• Abundâncias relativas dos elementos no Universo
  • o elemento mais abundante no Universo é o hidrogénio, com cerca de 90 % em número de átomos
  • o hélio é o segundo elemento mais abundante no Universo, com cerca de 8 % em número de átomos
  • seguem-se em abundância, os seguintes elementos: oxigénio, carbono, néon, azoto, magnésio, silício, ferro e enxofre
  • os elementos mais pesados aparecem em quantidades mínimas, elementos vestigiais
  is pesados aparecem quantid
•  

• Nucleossíntese Estelar

  Conjunto de reações termonucleares que ocorrem na região central das estrelas e que são responsáveis pela transformação dos elementos químicos. Em estrelas do tipo solar, por exemplo, ainda na sequência principal o processo se inicia com a cadeia PP1 na qual dois prótons se fundem dando origem a um núcleo de deutério e um pósitron.
  
  Os pósitrons e elétrons se combinam gerando fótons energéticos que retornam ao meio.
  
  No terceiro estágio os núcleons de deutério e hidrogênio se fundem formando o hélio-3.
  
  Finalmente os núcleos de He-3 se combinam dando origem ao He-4 que é estável.
  
  ades mínimas, elementos vestigiais
•  
•  Fonte:
•  http://profs.ccems.pt/PauloPortugal/CFQ/Arq
• uitectura_U&USPnUSPiverso/
• USP
• 

BERÇÁRIO ESTELAR

Berçário Estelar na Nebulosa de Órion

Os Astrônomos têm virado seus olhos para analisar um grupo aquecido de estrelas jovens, acompanhando seu movimento como se fossem paparazzi cósmicos. Recentemente, o Telescópio Espacial Spitzer da NASA capturou uma nova imagem em infravermelho que mostra a agitada maternidade estelar da Nebulosa de Órion, situada na espada do caçador da constelação de mesmo nome. Assim como as estrelas de Hollywood, estes corpos celestes não brilham sempre na sua plenitude, mas variam sua luminosidade ao longo do tempo. O Spitzer está observando este espetáculo cósmico, ajudando aos cientistas na busca do conhecimento sobre as razões das estrelas mudarem e no entendimento sobre os papéis na formação planetária.

                      Spitzer está acompanhando uma zona específica do berçário estelar na Nebulosa de Órion.

“Este é um projeto de exploração. Nunca havia sido realizado antes, em um comprimento de onda sensível ao calor da poeira que circunda tais estrelas,” afirmou John Stauffer, o cientista líder desta pesquisa elaborada pelo Centro Científico Spitzer da NASA, localizado no Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech), em Pasadena, EUA. “Estamos observando diversas variações, as quais podem ser um resultado dos aglomerados ou das estruturas deformadas nos discos de formação planetária.”

Esta nova imagem foi capturada depois do Spitzer ter ficado sem seu líquido refrigerante, em maio de 2009, ou seja, após o início de sua missão entendida “no quente”. Este líquido refrigerante era usado para esfriar os instrumentos, mas os dois canais infravermelhos de comprimento de onda mais curto ainda tem a capacidade de funcionar regularmente na mais “amena” temperatura de 30º K (-243º C). Agora, nesta no etapa da sua vida, o Spitzer é capaz de passar mais tempo em projetos que cobrem uma área mais abrangente do céu e que necessita de um maior tempo de exposição para atingir os resultados.

Um desses projetos da nova etapa da missão Spitzer é o programa de acompanhamento da “Variabilidade de Objetos Estelares Jovens”, no qual o Spitzer observa repetidamente a mesma zona da Nebulosa de Órion (M42), monitorando rotineiramente o mesmo conjunto de aproximadamente 1.500 estrelas variáveis ao longo do tempo. Neste programa o Spitzer já registrou cerca de 80 imagens desta região da nebulosa ao longo de 40 dias de observações. Está planejada a realização de um segundo conjunto de observações no segundo semestre de 2010, a partir de setembro. As estrelas cintilantes desta região têm cerca de ‘apenas’ um milhão de anos, idade esta que é considerada muito jovem para estrelas, nas escalas cósmicas. Devemos lembrar que nosso Sol, apresenta uma idade de cerca de 4,6 bilhões de anos.

Manchas estelares abundantes

Usualmente, estrelas jovens são instáveis, com níveis de brilho que variam de intensidade muito mais do que as estrelas mais velhas, como o Sol. Além disso, estrelas jovens também giram mais depressa. Por isto, uma das razões para os níveis altos e baixos verificados nos seus brilhos está associada com a existência de manchas estelares mais frias em suas superfícies. Diferentemente do que se possa imaginar, nas estrelas mais jovens a quantidade de manchas estelares é bem maior que as que proliferam na superfície de estrelas mais velhas. As manchas estelares frias aparecem e desaparecem à medida que a estrela jovem gira em torno do seu eixo, mudando a quantidade de luz que chega aos nossos telescópios, daí estas estrelas serem classificadas como variáveis.

O brilho estelar pode também mudar devido a presença de manchas estelares quentes, provocadas pelo gás do disco de acresção que espirala em queda sobre a estrela.

“Nos anos 50 e 60, os astrônomos já sabiam que as estrelas mais jovens variavam e assim postularam que isto tinha algo a ver com o seu processo de formação”, acrescentou Stauffer. “Mais tarde, graças a uso de melhores tecnologias, pudemos entender e aprender mais sobre o papel das manchas estelares.”

Discos protoplanetários enviesados

O Sptizer é particularmente ajustado para estudar ainda outra razão de porque estas estrelas sofrem contínuas mudanças. O olho infravermelho do Spitzer pode vislumbrar os discos de poeira aquecidos que as orbitam. Estes discos são à base da eventual aglomeração e formação planetária em novos sistemas. Quando os discos são jovens, podem ter assimetrias, possivelmente provocadas pela formação planetária ou perturbações gravitacionais de proto-planetas. À medida que os discos enviesados circulam uma estrela jovem, estes também bloqueiam quantidades diferentes da luz estelar.

Ao recolher mais dados sobre estes discos disformes que circulam as estrelas jovens, Stauffer e a sua equipe esperam aprender mais sobre o desenvolvimento dos sistemas estelares e o drama contínuo da formação de planetas em uma grande família estelar.

Telescópio mostra detalhes de berçário de estrelas

E para voltar, olha só o que o observatório Gemini andou aprontando. Esta é uma imagem da região de M42, a Nebulosa de Órion. Ela é o berçário de estrelas de alta massa mais próximo de nós, está uns 1.500 anos luz de distância e por isso ela é incessantemente estudada.

Esta imagem mostra em detalhes bolhas de gás que foram disparadas violentamente da região por causa da presença de estrelas de alta massa. Essas bolhas têm o tamanho da órbita de Plutão e estão a uma velocidade de 400 quilômetros por segundo (mais de mil vezes a velocidade do som). A “cauda” que as acompanham (também chamada de dedos) tem em torno de um ano luz de comprimento.

Essas bolhas hipersônicas foram descobertas em 1983 e só em 1992 imagens obtidas no infravermelho mostraram que elas foram disparadas violentamente de dentro da nebulosa. Esta imagem, todavia, foi obtida recentemente pelo telescópio Gemini Norte com o uso de um instrumento especial chamado Altair. Este instrumento possui um canhão laser de alta potência que dispara um feixe na direção do alvo estudado (mas não exatamente em cima!). Este laser excita uma camada de gás sódio a uns 90 km de altitude que brilha como uma estrela artificial. Esta estrela é então imageada por sensores no telescópio que medem a distorção provocada pela atmosfera.

Estas distorções são originárias da turbulência da alta atmosfera e deixam as imagens borradas. São compensadas em tempo real. Esta técnica chama-se óptica adaptativa e faz com que as imagens finais sejam tão boas (às vezes até melhores) que as imagens do Hubble, que está acima da atmosfera.

As bolhas em Órion, aparecem como a parte azul na ponta dos “dedos”. Essa cor azul vem da emissão de ferro presente no gás e que foi aquecido a uns 5.000 graus Celsius pelo choque no impacto entre o gás ejetado e o meio interestelar. Já a coloração alaranjada nas bordas dos dedos vem das moléculas de hidrogênio que são aquecidas a 2.000 graus Celsius.

Estas bolhas são relativamente jovens, devem ter menos de mil anos desde sua ejeção e ainda não têm uma explicação razoável de como elas foram criadas.

Fonte:G1

O berçário estelar da Nebulosa Carina

 

 Esta montanha escarpada envolta por nuvens espessas parece uma paisagem bizarra do Tolkien, O Senhor dos Anéis ". Esse pilar de gás e poeira, tem 3 anos-luz de altura, e está sendo devorado pela luz de estrelas brilhantes bem próximas. O pilar também está sendo atacado por dentro, por uma estrela-bebê enterrada dentro dela, disparando jatos de gás que podem ser vistos no pico danebulosa. 

O pontos cor-de-rosa, são estrelas que já se libertaram da nebulosa. Esta turbulenta poeira cósmica, faz parte de um berçário estelar na Nebulosa Carina, 7.500 anos-luz de distância na constelação de Carina. A nebulosa nasceu a três milhões de anos atrás, quando a primeira geração de estrelas condensadas acendeu em meio a uma gigante e fria nuvem de hidrogênio. A nebulosa de Carina contém cerca de uma dúzia de astros com uma massa 50 ou 100 vezes maior do que a do Sol. 

Uma arrasadora radiação e ventos rápidos (fluxos de partículas carregadas) de estrelas quentes recém-nascidas na nebulosa estão moldando e comprimindo a coluna, formando novas estrelas dentro dele. Longas correntes de gás podem ser vistos atirados em direções opostas a partir do pedestal na parte superior da imagem. Outro par de jatos é visível no outro pico, perto do centro da imagem. Estes jatos são causados pelo nascimento de estrelas. 

O nome técnico dos jatos emitidos pela estrela é Herbig-Haro. Como uma estrela cria um Herbig-Haro ainda está em discussão mas suspeita-se que envolva um disco de acreção girando em volta de uma estrela central. O "Hubble Wide Field Camera 3" observou o pilar dias 1 e 2 de Fevereiro de 2010. As cores desta imagem correspondem ao brilho do oxigênio (azul), hidrogênio e nitrogênio (verde) e enxofre (vermelho). A imagem marca o 20° aniversário do lançamento do Hubble.

Créditos: Hubble

Hubble captura espetacular berçário de estrelas

A NGC 2467 foi descoberta no século XIX e está situada na constelação Popa (Puppis), que representa a popa do lendário navio Argo de Jasão, da mitologia grega. A região está a cerca de 13.000 anos-luz da Terra.[Imagem: NASA/ESA/Orsola De Marco]

Nuvens cósmicas

O telescópio Hubble capturou esta imagem com uma definição impressionante da região conhecida como "berço de estrelas" NGC 2467. Nuvens de poeira interestelar de formatos irregulares são recortadas contra um fundo colorido de gás brilhante.

Os astrônomos acreditam que a maioria da radiação responsável pela "iluminação" dessas nuvens, que estão ao fundo das inúmeras estrelas azuis, vem da estrela gigante que está no centro da imagem.

Berçário de estrelas

A região de formação de estrelas NGC 2467 é uma enorme nuvem de gás - principalmente hidrogênio - que serve como uma incubadora de novas estrelas.

Algumas destas estrelas jovens emergiram de nuvens densas existentes anteriormente, no meio das quais elas nasceram . Muitas outras ainda devem estar ocultas nas nuvens interestelares vistas ao fundo.

As estrelas jovens e quentes estão emitindo a forte radiação ultravioleta que está fazendo toda a cena brilhar. Embora seja responsável por esculpir o belíssimo cenário, essa radiação aos poucos vai corroendo as nuvens de gás.

Composição química das galáxias

Uma das regiões mais conhecidas de formação de estrelas é a Nebulosa de Órion, que pode ser vista a olho nu. A NGC 2467 é uma região similar, mas muito mais distante.

A NGC 2467 foi descoberta no século XIX e está situada na constelação Popa (Puppis), que representa a popa do lendário navio Argo de Jasão, da mitologia grega. A região está a cerca de 13.000 anos-luz da Terra. Esses berçários estelares podem ser vistos a distâncias consideráveis do Universo, e seu estudo é importante para determinar a composição química de outras galáxias.

Algumas galáxias contêm grandes regiões de formação estelar, que podem conter dezenas de milhares de estrelas. 

Outro exemplo dramático é a constelação de Dourado, na Grande Nuvem de Magalhães onde, recentemente, o Hubble fotografou uma estrela em disparada a 400 mil km/h.

Fonte:Inovação Tecnológica

Espaço vazio em berçário de estrelas surpreende cientistas

O telescópio espacial Herschel fez uma descoberta inesperada - um pedaço de espaço vazio no espaço. Segundo nota da Agência Espacial Europeia (ESA), o trecho de vácuo oferece a cientistas um vislumbre das etapas finais do processo de formação de estrelas.

                    NGC 1999 é a nuvem esverdeada no alto. A mancha escura à direita é o espaço vazio. ESA

Estrelas nascem em grandes nuvens de poeira e gás, que são estudadas por telescópios como o Herschel. Embora jatos e ventos de gás já tenham sido observados partindo de estrelas jovens, pesquisadores ainda não sabem como eles funcionam para expulsar o material que cerca a estrela, permitindo que o novo astro surja de sua nuvem natal. 

O espaço vazio detectado pelo Herschel pode representar uma estágio inesperado desse processo. Uma nuvem de gás brilhante conhecida como NGC 1999 fica localizada junto a um trecho escuro de céu. Astrônomos sabem que a maioria desses trechos são nuvens densas de material que impede a passagem de luz.

Quando o Herschel olhou na direção desse pedaço de céu negro, ele continuou escuro - mas o telescópio, que capta radiação infravermelha, deveria ter sido capaz de enxergar através de uma nuvem de material escuro. Segundo os pesquisadores envolvidos no estudo, ou a nuvem tinha uma densidade extraordinária ou alguma outra coisa estava errada.

Complementando a investigação com telescópios baseados no solo, os astrônomos concluíram que o trecho não parece excepcionalmente escuro por conter um material misterioso, mas por estar, de fato, vazio. Alguma coisa abriu um buraco no meio da nuvem.

Os pesquisadores acreditam que o buraco deve ter sido aberto quando jatos estreitos de gás de estrelas jovens da região perfuraram a camada de poeira que forma NGC 1999. A radiação de uma estrela adulta próxima também, pode ter ajudado a limpar a área.

Fonte: estadao.com.br

Creditos:NASA/Spitzer

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