Kepler-22b pode conter seres vivos

por PGAPereira e NASA
O novo mundo tem 2,4 vezes o raio da Terra e orbita a sua estrela em 290 dias. A Missão Kepler da NASA confirmou seu primeiro planeta na "zona habitável", a região onde pode existir água líquida na superfície de um planeta. Kepler também descobriu mais de 1.000 candidatos a novo planeta, quase dobrando sua contagem anteriormente conhecida. Dez destes candidatos tem  tamanhos próximos ao da Terra e  órbitas na zona habitável de sua estrela-mãe. Os candidatos necessitam de observações de acompanhamento para verificar se são planetas reais. O planeta recém-confirmado, Kepler-22b, é o menor já encontrado a orbitar no meio da zona habitável de uma estrela semelhante ao nosso Sol. O planeta tem 2,4 vezes o raio da Terra. Os cientistas ainda não sabem se Kepler-22b tem uma composição predominantemente rochoso, gasoso ou líquido, mas sua descoberta é um passo a mais para encontrar planetas semelhantes à Terra. As pesquisas anteriores sugeriam a existência de quase o tamanho da Terra em zonas habitáveis, mas a confirmação clara provou indescritível. Dois outros pequenos planetas que orbitam estrelas menores e mais frias do que o nosso Sol, recentemente foram confirmados nas bordas da zona habitável, com órbitas mais próximas as de Vênus e Marte. "Este é um marco importante no caminho para a descoberta do gêmeo da Terra", disse Douglas Hudgins da sede da NASA em Washington, os resultados do "Kepler é continuar a demonstrar a importância das missões científicas da Nasa, que visam responder a algumas das maiores questões sobre o nosso lugar no universo. " Kepler descobre planetas e candidatos a planetas através de mergulhos na medição do brilho de mais de 150.000 estrelas para procurar planetas que cruzam em frente, ou "trânsitam", as estrelas. Kepler requer pelo menos três trânsitos para verificar um sinal de  um planeta.
"Fortune sorriu sobre nós com a detecção deste planeta", disse William Borucki da NASA Ames Research Center em Moffett Field, Califórnia. "O primeiro trânsito foi capturado apenas três dias depois de declarada a nave espacial operacionalmente pronta. Testemunhamos o terceiro trânsito definindo sobre a temporada de férias 2010. " A equipe de ciência Kepler usa telescópios terrestres e o Telescópio Espacial Spitzer para rever as observações sobre os candidatos a planeta que a nave espacial encontra. O campo de estrelas que o Kepler observa nas constelações de Cisne e Lira são apenas visíveis a partir de observatórios terrestres na primavera ao outono anteriores. Os dados dessas outras observações ajudam a determinar quais candidatos podem ser validados como planetas. Kepler-22b está localizado a 600 anos-luz de distância. Enquanto o planeta é maior que a Terra, sua órbita de 290 dias em torno de uma estrela do tipo do Sol lembra a do nosso mundo. Estrela do planeta hóspede pertence à mesma classe como o nosso Sol, chamada de Tipo-G, embora seja ligeiramente mais pequena e fria. Dos 54 candidatos a planetas de zona habitável  relatado em fevereiro de 2011, Kepler-22b é o primeiro a ser confirmado. A equipe de Kepler está anunciando 1.094 descobertas de novos candidato a planeta. Desde o último catálogo lançado em fevereiro, o número de candidatos a planetas identificados por Kepler aumentou em 89 por cento, e agora totaliza 2.326. Destes, 207 são aproximadamente do tamanho da Terra, 680 são muito maiores que o tamanho da Terra, 1.181 são do tamanho de Netuno, 203 são do tamanho de Júpiter, e 55 são maiores do que Júpiter. Os resultados, baseados em observações realizadas em Maio de 2009 a setembro de 2010, mostram um aumento no número de candidatos a planeta de menor porte.

Kepler observou planetas muitos grandes em órbitas pequenas no início de sua missão, que se refletiram na liberação de dados de Fevereiro. Ter tido mais tempo para observar três trânsitos de planetas com outros períodos orbitais, os novos dados sugerem que os planetas 1-4 vezes do tamanho da Terra podem ser abundantes na galáxia. O número de candidatos do tamanho da Terra e maiores aumentou em mais de 200 e 140 por cento desde fevereiro, respectivamente. Há 48 candidatos a planetas em suas zonas habitáveis de estrelas. Embora esta tenha diminuição de 54 relatados em fevereiro, a equipe de Kepler tem aplicado uma definição mais rigorosa do que constitui uma zona habitável no novo catálogo para dar conta do efeito de aquecimento de ambientes,  que move a zona para distante da estrela para além de períodos orbitais  mais longos. "O enorme crescimento no número de planetas do tamanho da dos candidatos nos diz que nós estamos detalhando em planetas que Kepler foi desenhado para detectar: ​​os que não são apenas do tamanho da Terra, mas são potencialmente habitáveis também", disse Natalie Batalha de San Jose State University, na Califórnia. "Quanto mais dados coletamos, o nosso olhar fica mais aguçado para encontrar os menores exo-planetas em períodos orbitais mais longos."Este diagrama compara o nosso próprio sistema solar ao Kepler-22, um sistema estelar contendo o primeiro planeta na "zona habitável" descoberto pela missão Kepler da NASA. NASA / Ames / JPL-Caltech-FOTO 

Sírius B

por PGAPereira

Sirius, também chamada de Alpha Canis Majoris ou a Estrela do Cão, é a mais brilhante estrela no céu noturno, com magnitude visual aparente -1,44. É uma estrela binária na constelação de Cão Maior. O componente brilhante do binário é uma estrela azul-esbranquiçada 24,7 vezes mais luminosa que o Sol. Tem um raio de 1,7 vezes a do Sol e uma temperatura de superfície de 9.800 Kelvin (K), que é  4.000 K maior do que a do Sol. Sua distância do sistema solar é cerca de 8,6 anos-luz, apenas duas vezes a distância da estrela mais próxima conhecida para além do Sol. Seu nome provavelmente vem de uma palavra grega que significa "brilhante" ou "ardente". Sirius era conhecida como Sothis pelos egípcios antigos, que estavam cientes de que ela fez sua primeira ascensão heliacal (ou seja, subiu um pouco antes do nascer do Sol) no tempo das cheias anuais no início do delta do Rio Nilo. Eles acreditavam há muito que Sothis causou as inundações do Nilo, e eles descobriram que o nascer helíaco da estrela ocorreu em intervalos de 365,25 dias em vez dos 365 dias do seu ano civil, uma correção na duração do ano que mais tarde foi incorporada no Calendário juliano. Entre os antigos romanos, a parte mais quente do ano foi associado ao nascer helíaco da Estrela do Cão, uma conexão que sobrevive na expressão " dias de cão ".

 Que Sirius é uma estrela binária foi relatada pela primeira vez pelo astrônomo alemão Friedrich Wilhelm Bessel em 1844. Ele tinha observado que a estrela brilhante estava perseguindo um curso ligeiramente ondulado entre seus vizinhos no céu e concluiu que havia uma estrela companheira, com a qual girava em um período de cerca de 50 anos. O companheiro foi visto pela primeira vez em 1862 por Alvan Clark , um astrônomo americano e fabricante de telescópio. Sirius e sua companheira giram juntas em órbitas  excêntricas e com uma considerável distância média das estrelas de cerca de 20 vezes a distância da Terra ao Sol. Apesar do brilho da estrela brilhante, o companheiro de sétima magnitude é facilmente visto com um grande telescópio . Esta estrela companheira, conhecida como Sirius B , é quase tão grande como o Sol, embora muito mais condensada, e foi a primeira estrela anã branca a ser descoberta. Sírius também chamada a Estrela do Cão, a estrela mais brilhante no céu noturno e uma das mais próximas à Terra. A estrela binária, ou dupla, Sirius é também uma das 57 estrelas de navegação celestial. É a alfa, ou mais brilhante, estrela na constelação do Cão Maior, que está localizada no Hemisfério Sul. O nome de Canis Major significa "cão maior" e refere-se a forma imaginada da constelação. Sirius está localizada a 25 graus sudeste do cinturão de Órion. No Hemisfério Norte, é visível durante a noite de inverno e início da primavera, e de madrugada no meio do verão. No Hemisfério Sul, é visível ao amanhecer no início da primavera e verão. O seu ponto mais elevado no céu ocorre às 10:00 PM em 16 de fevereiro. Sirius representa um dos cães de caça de Orion. O outro cão de caça é Procyon, a estrela alfa na constelação do Cão Menor.

 Constelação, em astronomia é qualquer um dos determinados agrupamentos de estrelas que foram imaginados, pelo menos por aqueles que os nomeou para formar configurações conspícuas de objetos ou criaturas no céu. As constelações são úteis no acompanhamento de satélites artificiais e em ajudar os astrônomos e navegadores para localizar certas estrelas. Desde os primeiros tempos os grupos de estrelas conhecidas como constelações, os grupos menores (partes das constelações), conhecida como asterismos, e também estrelas individuais receberam nomes com conotações de alguns fenômenos meteorológicos ou simbolizando as crenças religiosas ou mitológicas. Ao mesmo tempo foi decidido que os nomes das constelações e mitos seriam de origem grega; este ponto de vista já foi desmentido, e um exame dos mitos helênicos associados com as estrelas e grupos de estrelas à luz dos registros revelados pela decifração de Euphratean cuneiformes leva à conclusão de que, em muitos, se não todos os casos, o mito grego tem um paralelo eufrateano.

 Os primeiros trabalhos gregos que pretendiam tratar as constelações como constelações, das quais há um certo conhecimento, é o Phainomena de Eudoxo de Cnido (c. 395-337 aC). O original está perdido, mas uma versificação de Aratus (c. 315-245 aC), um poeta da corte de Antígono II Gonatas , rei da Macedónia  existe, como  um comentário de Hiparco (meados do século 2 aC). Trezentos anos depois de Hiparco, o astrônomo de Alexandria Ptolomeu (100-170 dC) adotou um esquema muito semelhante em sua Uranometria, que aparece nos livros sétimo e oitavo de seu Almagesto, o catálogo sendo denominado a "versão aceita." Os nomes e orientações das 48 constelações nele adotadas são, com raras exceções, idênticas às utilizadas no presente momento. A maioria das restantes 40 constelações que agora são aceitas foram adicionadas por astrônomos europeus nos séculos 17 e 18. No século 20 o delineamento de fronteiras precisas para todas as 88 constelações foi realizado por uma comissão da União Astronômica Internacional . Em 1930, foi possível atribuir nome a qualquer estrela de uma constelação. Uma constelação é um grupo de estrelas. Os grupos são identificados de acordo com os padrões que as pessoas têm visto nas estrelas. Por exemplo, as estrelas da constelação de Leo parecem traçar o contorno de um leão. O nome Leo significa "leão" na língua latina. A constelação Draco, cujo nome em latim significa "dragão" é dita se parecer com um dragão. No entanto, estes não são agrupamentos científicos. Eles são simplesmente as formas como as pessoas observam estes arranjos estelares no céu visto da Terra.

 

A Fotosfera do Sol

por PGAPereira

A fotosfera é a superfície visível do Sol que estamos mais familiarizados. Uma vez que o Sol é uma bola de gás, isso não é uma superfície sólida, mas na verdade é uma camada de cerca de 100 km de espessura (muito, muito fina, em comparação com o raio de 700.000 km do Sol). Quando olhamos para o centro do disco do Sol diretamente  ver-se  um pouco mais quente e as regiões mais brilhantes. Quando olhamos para a borda  do disco solar, vemos a luz que tomou um caminho inclinado através desta camada e vemos apenas através da parte superior, as regiões mais frias e mais escuras. Uma série de características podem ser observadas na fotosfera com telescópio simples (junto com um bom filtro para reduzir a intensidade de luz solar aos níveis de segurança observáveis). Esses recursos incluem a opacidade das manchas solares , as brilhantes  Faculae , e grânulos . Podemos também medir o fluxo de material na fotosfera usando o efeito Doppler. Estas medidas revelam recursos adicionais, como supergranules , bem como os fluxos de grande escala e um padrão de ondas e oscilações.O Sol gira sobre seu eixo uma vez cada 27 dias. Esta rotação foi detectada pela primeira vez, observando o movimento das manchas solares na fotosfera. O eixo de rotação do Sol é inclinado de 7,15 graus a partir do eixo da órbita da Terra por cuja razão vemos mais do pólo norte do Sol em setembro de cada ano e mais de seu pólo sul em março. Uma vez que o Sol é uma bola de gás não tem que girar rigidamente como os planetas e satélites sólidos. Na verdade, as regiões equatoriais do Sol giram mais rápido (leva cerca de 24 dias) do que as regiões polares (que giram uma vez em mais de 30 dias). A fonte desta " rotação diferencial "é uma área de pesquisa atual em astronomia solar.

 Características da fotosfera

Manchas solares

As manchas solares aparecem como manchas escuras na superfície do Sol. As temperaturas nos centros de manchas solares escuras caem para cerca de 3.700 K (em comparação com 5700 K da fotosfera circundante). Elas geralmente duram vários dias, embora as muito grandes podem durar por várias semanas. As manchas solares são regiões magnéticas no Sol com a intensidade de campo magnético milhares de vezes mais forte do que o campo magnético da Terra. As manchas solares surgem geralmente em grupos com dois conjuntos de pontos. Um conjunto será positivo ou norte do campo magnético, enquanto o outro conjunto será negativo ou para o sul do campo magnético. O campo é mais forte nas partes mais escuras das manchas solares - a umbra. O campo é mais fraco e mais horizontal na parte mais leve - a penumbra.

As (Faculae) Fáculas

Faculae são áreas brilhantes que geralmente são mais facilmente vistas perto da margem ou borda  do disco solar. Estas são também áreas magnéticas, mas o campo magnético está concentrado em feixes muito menores que em manchas solares. Enquanto as manchas solares tendem a fazer o Sol parecer mais escuro, as Faculae fazem com que o astro pareça mais brilhante. Durante um ciclo de manchas solares as Faculae realmente superam as manchas solares e fazem o Sol parecer ligeiramente (cerca de 0,1%) mais brilhante no máximo de  manchas solares do que  no mínimo de manchas solares.

Os Grânulos

Os grânulos são pequenas (cerca de 1.000 km de diâmetro) características celulares que cobrem o Sol por inteiro, exceto para aquelas áreas cobertas por manchas solares. Estas características são os topos de células de convecção, onde o fluido quente sobe do interior nas áreas brilhantes, espalha-se em toda a superfície, esfria e depois afunda para dentro ao longo da cursos escuros. Os grânulos individuais duram apenas cerca de 20 minutos. O padrão de granulação está em constante evolução quando os grânulos velhos são deixados de lado pelo recém-emergentes. O fluxo nos grânulos pode atingir velocidades supersônicas de mais de 7 km / s (15.000 mph) e produzir "booms" sonoros e outros ruídos que geram ondas na superfície do sol.

Os Supergrânulos

Os supergrânulos são versões muito maiores de grânulos (cerca de 35.000 km de diâmetro), mas são melhores vistos nas medições do "efeito Doppler", onde a luz a partir de material movendo-se no nosso sentido é deslocada  para o azul, enquanto a luz a partir de material se afastando de nós é deslocado para o vermelho . Esses recursos também cobrem o Sol inteiro e estão em constante evolução. Os supergrânulos individuais duram um dia ou dois e têm velocidades de fluxo de cerca de 0,5 km / s (1000 mph). O líquido flúido observado em supergrânulos carregam feixes de campo magnético para as bordas das células onde produzem a rede cromosféricas. 

Placas tectônicas extraterrestres

Io 

Por Jacquelyne Kious e PGAPereira

A Terra parece ser o único planeta que ainda tem atividade vulcânica e tectônica; nosso planeta, portanto, permanece muito vivo, enquanto os outros, aparentemente, há muito tempo cessou essa actividade. A atividade vulcânica necessita de uma fonte de calor interno, e é a fuga deste calor que alimenta as placas tectônicas. Enquanto o vulcanismo desempenhou um papel importante na história antiga de Marte, da Lua e, provavelmente, Mercúrio, seus tamanhos pequenos em relação à Terra resultou na perda do calor interno em um rítmo muito mais rápido. Eles tornaram-se globos inativos nos últimos milhões de anos. Venus ainda pode estar ativo, embora a evidência seja questionável. Em 1979, a sonda Pioneer-Venus mediu uma quantidade elevada de enxofre na atmosfera superior do planeta, a quantidade de enxofre, em seguida, diminuiu ao longo dos anos seguintes. Esta observação sugere que a alta concentração de enxofre medidos em 1979 pode ter resultado de um evento catastrófico, talvez uma erupção vulcânica. No início de 1990, imagens de radar feitas pela sonda Magellan revelou dramáticas características vulcânicas a longo prazo, vales profundos semelhantes em tamanho e forma às fossas oceânicas na Terra. A sonda Voyager descobriu várias plumas vulcânicas subindo muitas centenas de quilômetros acima da superfície de Io, um dos satélites de Júpiter e quase do tamanho da Lua. Os cientistas especulam que grandes piscinas de enxofre líquido podem existir em Io, possivelmente aquecidas por forças de maré resultante da atração gravitacional entre Io e Júpiter. A energia térmica gerada por tais forças de maré pode ser suficiente para produzir a convecção no interior de Io, embora ninguém reconheceu claramente qualquer característica de superfície que pode ter sido formada a partir de tal convecção.

A superfície de Ganimedes, outro satélite de Júpiter e do tamanho de Mercúrio, é dividida em muitas placas-como blocos, com longas depressões estreitas entre algumas delas. Se essas características da superfície representam antigas placas tectônicas “fósseis”, ou estão ativamente se formando, continua sem resposta. Crucial para determinar se as placas tectônicas estão ocorrendo em Ganímedes é a busca por evidências de um oceano profundo por baixo da sua superfície gelada. Um fenômeno de movimento de água, se existir, pode contribuir para a convecção interna. A taxa de perda de calor é fundamental para a atividade tectônica de um planeta. O tamanho é um fator determinante: corpos maiores perdem calor mais lentamente e, portanto, permanecem ativos por mais tempo. Outro fator é a composição, o que influencia a capacidade de um corpo desencadear a convecção. Por exemplo, um interior líquido, que pode existir dentro de Ganimedes, é mais provável de desencadear a convecção e deslocar as placas tectônicas do que "pedras" interiores da Lua, Mercúrio, Vênus e Marte. A quantidade de elementos radioativos presentes na composição do planeta também afeta a probabilidade de convecção interna, porque os decaimentos destes elementos produzem calor. Aparentemente, os interiores da Lua, Mercúrio e Marte são demasiados rígidos ou perderam muito do seu calor interno para desencadear  a convecção e deslocar placas tectônicas. Eventualmente, a Terra, também, vai perder tanto calor que o seu interior vai parar de desencadear a convecção. A actividade sísmica e vulcânica, então, cessarão. Nenhuma montanha nova se formarar, e o ciclo geológico de formação de montanhas, erosão, sedimentação e formação do solo serão interrompidos e também cessarão. Exatamente como o esfriamento da Terra vai mudar as condições da superfície - e se o nosso planeta ainda vai ser habitável - ninguém sabe. Felizmente, estas mudanças não irão acontecer, espera-se, tão cedo.

O Ciclo 24 de Manchas Solares

O máximo do Ciclo 24 ocorre em Maio de 2013

Por PGAPereira

Número de manchas do Sol

Em 1610, logo após a exibição do Sol com o seu novo telescópio, Galileu Galilei (ou foi Thomas Harriot?) fez as primeiras observações européia de manchas solares. Contínuas observações diárias foram iniciadas no Observatório de Zurique em 1849 e as observações anteriores foram usadas para ampliar os registros de 1610. O número de manchas solares é calculado pela primeira contagem do número de grupos de manchas e, em seguida, o número de manchas solares individuais. O "número de manchas solares" é então dado pela soma do número de manchas solares individuais e dez vezes o número de grupos. Como a maioria dos grupos de manchas solares têm, em média, cerca de dez pontos, esta fórmula para contagem de manchas solares dá números confiáveis ​​mesmo quando as condições de observação de manchas são menos do que o ideal e difíceis de serem vistas. Médias mensais (atualizado mensalmente) do número de manchas solares mostram que o número de manchas solares visíveis no Sol diminui com um valor aproximado de um ciclo de 11 anos.

O Mínimo de Maunder

Os primeiros registros de manchas solares indicam que o Sol passou por um período de inatividade no final do século 17. Muito poucas manchas solares foram vistas no Sol de 1645 a 1715. Embora as observações não eram tão extensas como em anosposteriores, o Sol era de fato bem observado durante este tempo e esta falta de manchas solares está bem documentado. Este período de inatividade solar também corresponde a um período climático chamado de "Pequena Idade do Gelo", quando os rios que normalmente são livres de gelo congelou e campos de neve permaneceram durante o ano todo em altitudes mais baixas. Há evidências de que o Sol teve períodos semelhantes de inatividade no passado mais distante. A conexão entre a atividade solar e o clima terrestre é uma área de investigação em curso.

O diagrama  borboleta

Observações detalhadas de manchas solares foram obtidas pelo Observatório Real de Greenwich desde 1874. Estas observações incluem informações sobre os tamanhos e posições de manchas solares, bem como seus números. Estes dados mostram que as manchas solares não aparecem aleatoriamente sobre a superfície do Sol, mas estão concentrados em duas faixas de latitude em cada lado do equador. Um diagrama de borboleta  (atualizado mensalmente) mostrando as posições dos pontos para cada rotação do Sol desde maio 1874 mostra que essas faixas primeiramente se formam em latitudes médias, ampliam-se, e depois movem-se em direção ao equador com o progresso de cada ciclo.

Previsões de Ciclos de manchas solares

O MSFC Solar Physics Branch tem estudado o registro das manchas solares para o comportamento característico que pode ajudar na previsão de atividade das manchas solares no futuro. Embora as manchas solares produzam apenas efeitos menores sobre as emissões solares, a atividade magnética que acompanha as manchas solares podem produzir mudanças dramáticas nos níveis de emissão do ultravioleta e de raios-x. Estas mudanças ao longo do ciclo solar tem conseqüências importantes para a atmosfera superior da Terra.

Previsão do Ciclo Solar (02/11/2011)

A previsão atual para Sunspot Ciclo 24 dá ​​um número máximo de 89 manchas solares em maio de 2013. Estamos actualmente a quase três anos no Ciclo 24. O aumento da atividade nos últimos meses aumentou a previsão acima dos 64,2 para o máximo do ciclo 14 em 1907. O tamanho atual prevê ainda tornar este o menor ciclo de manchas solares em mais de 80 anos. Predizer o comportamento de um ciclo de manchas solares é bastante confiável uma vez que o ciclo está bem encaminhado (cerca de 3 anos após ocorrer o mínimo em número de manchas solares. Antes desse tempo as previsões são menos confiáveis, mas ainda assim importantes. O planejamento para as órbitas dos satélites e missões espaciais muitas vezes exigem o conhecimento dos níveis de atividade solar anos de antecedência. Uma série de técnicas são utilizadas para prever a amplitude de um ciclo durante um tempo próximo e antes do mínimo de manchas solares. Relações foram encontradas entre o tamanho máximo do próximo ciclo e a duração do ciclo anterior, o nível de atividade no mínimo de manchas solares, e o tamanho do ciclo anterior. Entre as técnicas mais confiáveis ​​estão aquelas que usam as medidas de mudanças no campo magnético da Terra, e antes, o mínimo de manchas solares. Estas mudanças no campo magnético da Terra são conhecidas por serem causadas ​​por tempestades solares, mas as conexões precisas entre elas e os futuros níveis de atividade solar ainda é incerto.

Destas técnicas"precursoras geomagnéticas"destacam-se três. A mais antiga é a de Ohl. Ele descobriu que o valor do índice geomagnético aa em seu mínimo estava relacionado ao número de manchas solares durante o máximo que se seguia. A principal desvantagem desta técnica é que o mínimo do índice geomagnético aa muitas vezes ocorre um pouco depois do mínimo das manchas solares por cujo motivo a previsão não está disponível até que o ciclo das manchas solares fosse iniciada. Um método alternativo é devido a um processo sugerido por Joan Feynman. Ele separa o índice geomagnético aa em dois componentes: um em fase com e proporcional ao número de manchas solares, o outro componente é então o sinal restante. Este sinal restante tem, no passado dado boas estimativas do número de manchas solares vários anos de antecedência. O máximo neste sinal ocorre perto do mínimo de manchas solares e é proporcional ao número de manchas solares durante os máximos a seguir. Este método permite uma previsão do máximo de manchas solares seguinte à hora do mínimo de manchas solares. Um terceiro método é devido a Richard Thompson. Ele encontrou uma relação entre o número de dias durante um ciclo de manchas solares em que o campo geomagnético foi "perturbado" e a amplitude do máximo de manchas solares seguinte. Seu método tem a vantagem de dar uma previsão para o tamanho do máximo de manchas solares bem próximos antes do mínimo de manchas solares.

O Atual Ciclo 24. O índice aa alcançou seu mínimo (uma baixa recorde) de 8,4 em setembro de 2009. Usando o método Ohl agora indica um número máximo de manchas solares de 70 ± 18 para o ciclo 24. Em seguida, usamos a forma do ciclo das manchas solares, como descrito por Hathaway, Wilson, e Reichmann e determinamos um tempo de partida para o ciclo de ajuste dos dados para produzir uma previsão do número mensal de manchas solares através do próximo ciclo. Encontramos um tempo de partida de Outubro de 2008 com o mínimo ocorrendo em dezembro de 2008 e o máximo de 89 em maio de 2013. À medida que o ciclo progride, o processo de previsão muda para dar mais peso à montagem dos valores mensais para a função de forma do ciclo. Nesta fase do ciclo 24 agora temos 50% de peso para a técnica de ajuste de curvas de Hathaway, Wilson, e Física Solar de Reichmann, 151 de 177 (1994). Essa técnica dá atualmente uma pequena incerteza (mas similares) valores para o método de Ohl. Outro indicador do nível de atividade solar é o fluxo de emissão de rádio do Sol no comprimento de onda de 10,7 cm (2,8 GHz). Este fluxo é medido diariamente desde 1947. É um importante indicador da atividade solar, pois tende a acompanhar as mudanças no ultravioleta solar que influenciam a atmosfera superior da Terra e a ionosfera. Muitos modelos da atmosfera superior usa o fluxo de 10,7cm (F10,7) como entrada para determinar densidades atmosféricas e arraste de satélites. F10,7 foi mostrado  seguir o número de manchas solares muito de perto e técnicas de previsão semelhantes podem ser usadas. 

O Sol Por Dentro

Por PGAPereira

O interior solar é dividido em quatro regiões cada uma apresentando um porcesso particular característico. A energia é gerada no núcleo, os 25% da região central no interior do Sol. Esta energia se difunde para fora por radiação (principalmente raios gama e raios-x) através da zona radiativa e por fluxos de fluido convectivo (movimento de ebulição), através da zona de convecção, os 30% ultraperiféricos. Supõe-se que o campo magnético do Sol seja gerado na fina camada de interface (o "tachocline") entre a zona radiativa e a zona de convecção.

O Núcleo

O Núcleo do Sol é a região central, onde as reações nucleares consomem hidrogênio para formar hélio. Essas reações liberam a energia que finalmente deixa a superfície como, por exemplo, luz visível. Estas reacções são altamente sensíveis à temperatura e densidade. Os núcleos de hidrogênio individuais devem colidir com energia suficiente para dar uma probabilidade razoável de vencer a força de repulsão elétrica entre estas duas partículas carregadas positivamente. A temperatura no centro do Sol é de 15 milhões °C  e a densidade é de 150 g / cm ³ (cerca de 10 vezes a densidade do ouro ou chumbo). Tanto a temperatura como a densidade diminuem quando se move para fora do centro do Sol. A combustão nuclear é quase completamente extinta além da borda externa do núcleo (cerca de 25% da distância até a superfície ou 175.000 km do centro). Naquele momento a temperatura é  apenas metade do seu valor central e a densidade cai para cerca de 20 g / cm ³.

Em estrelas como o Sol a combustão nuclear tem lugar através de um processo de três passos chamado de próton-próton ou cadeia pp. Na primeira etapa dois prótons colidem para produzir um deutério, um pósitron e um neutrino. Na segunda etapa um próton colide com um deutério para produzir um núcleo de hélio-3 e um raio-gama. Na terceira etapa dois núcleos de hélio-3 colidem para produzir um núcleo de hélio-4 normal com o lançamento de dois prótons.

Neste processo de fusão de hidrogênios para formar hélio, as reações nucleares produzem partículas elementares chamadas neutrinos. Estas partículas elusivas passam através das camadas sobrepostas do Sol e, com algum esforço, podem ser detectadas aqui na Terra. O número de neutrinos que detectamos é apenas uma fração do número que esperávamos. Este problema da falta de  neutrinos foi um dos grandes mistérios da astronomia solar, mas agora parece estar resolvido pela descoberta da massa do neutrino.

Zona Radiativa  

A zona radiativa estende-se da borda exterior do núcleo para a camada de interface ou tachocline na base da zona de convecção (de 25% da distância à superfície a 70% dessa distância). A zona radiativa é caracterizada pelo método de transporte de energia - a radiação. A energia gerada no núcleo é transportada pela luz (fótons) que se alterna entre  partículas através da zona radiativa.Embora os fótons viagem à velocidade da luz, eles saltam tantas vezes através deste material denso que um fóton individual leva cerca de um milhão de anos para finalmente alcançar a camada de interface. A densidade das gotas que é de 20 g / cm ³ (sobre a densidade do ouro) cai para 0,2 g / cm ³ (menos que a densidade da água) a partir da base para o topo da zona radiativa. A temperatura cai de 7.000.000°C para 2.000.000 °C à mesma distância.

A camada de interface (Tachocline)

A camada de interface encontra-se entre a zona radiativa e a zona de convecção. Os movimentos de fluidos encontrados na zona de convecção desaparecem lentamente a partir do topo dessa camada para seu fundo, onde as condições correspondem aos da zona calma radiativa. Esta fina camada tornou-se mais interessante nos últimos anos, pois mais detalhes foram descobertos sobre ela. Acredita-se agora que o campo magnético do Sol é gerado por um dínamo magnético nesta camada. As mudanças nas velocidades de fluxo de fluido através da camada (fluxos de cisalhamento) podem esticar linhas do campo de força magnético e torná-los mais fortes. Esta mudança na velocidade do fluxo dá a esta camada o seu nome alternativo - a tachocline. Também parece haver mudanças bruscas na composição química através desta camada.

A Zona de Convecção

A zona de convecção é a camada mais externa do interior solar. Se estende a partir de uma profundidade de 200.000 km até a superfície visível. Na base da zona de convecção a temperatura é de 2.000.000°C. Esta é "fria" o suficiente para os íons mais pesados ​​(como carbono, nitrogênio, oxigênio, cálcio e ferro) captar alguns de seus elétrons. Isso torna o material mais opaco para tornar mais difícil a passagem da radiação. Estas armadilhas de calor acaba tornando o líquido instável e ele começa a "ferver" ou convectar.A convecção ocorre quando o gradiente de temperatura (a taxa com que a temperatura cai com a altura ou o raio) é maior do que o gradiente adiabático (a taxa com que a temperatura cai se um volume de material fosse mais elevado movido sem a adição de calor). Quando isso ocorre um volume de material deslocado para cima será mais quente que seu entorno e vai continuar a subir ainda mais. Estes movimentos convectivos transportam calor muito rapidamente para a superfície. O líquido se expande e se resfria à medida que sobe. Na superfície visível a temperatura cai para 5.700 K e a densidade é apenas de 0,0000002 g / cm³ (cerca de 1 / 10. 000 a densidade do ar ao nível do mar). Os movimentos convectivos em si são visíveis na superfície como grânulos e supergrânulos.

Os Ciclones de Júpiter

Por PGAPereira e Nasa

        Redemoinhos sugerindo tornados gigantestos numa mesma faixa onde os gases superiores resvalam para os ciclones próximos. Até a Grande Mancha Vermelha insinua um ciclone encapsulado como uma cobra enroscada num cexto. As cores indicam as temperaturas dos gasesem movimento. A Grande Mancha Vermelha  ocupa toda uma faixa e está ligada dinamicamente aos ciclones e anticiclones. A temperatura nas altas nuvens é de -150°C. A gravidade de Júpiter é de 2,64. Período de rotação: 9h 50m 30s. Diâmetro equatorial de Júpiter: 142.800 km (12 Terras). A foto da NASA foi processada por softwares. Júpiter tem as seguintes camadas: a)  Atmosfera externa com 10.000 km de altura e formada de Hidrogênio(gás) e Hélio(gás); b) Camada média: 20.000 km de H(líquido); c) Camada interna: 40.000 km de H(metálico) e He(metálico); d) Núcleo de 10.000 km a uma temperatura de 30.000°C.

        A 25.000km abaixo das núvens a pressão é de 3.000.000G. Prótons e elétrons livres formam um plasma com um gigantesco campo magnético produzindo potentes ondas de rádio que apenas perde em intensidade para o do Sol.Os ciclones giram em sentido horário no Hemisfério Norte e anti-horário no Hemisfério Sul. No equador os ventos sopram para leste a 150m/s, a 20° de latitude sopra a 80m/s. Para alguns cientístas Júpiter é um Sol hibernando que breve despertará da fase embrionária e abandonará o casulo. Está esperando por uma ocorrência que dispare a ignição o qual ainda não descobrimos. A uma distância de 600.000.000km da Terra (4 vezes a distância Terra-Sol) no seu estágio atual e esta distância deve diminuir quando ele se expandir para o estágio de estrela acesa e tornar-se parte de um par estelar com o Sol. Daí para diante devido aos respectivos movimentos orbitais caóticos e instáveis em pouco tempo fatalmente destruirá a vida na Terra. Anãs-marrom e outros tipos de mini-estrelas descobertas na Via-Láctea avisa-nos do iminente presságio do mal de uma trajédia inimaginável que está prestes a se configurar caso Júpiter atinja a fase de ignição.

NGC 4565

Por PGAPereira
A Galáxia NGC 4565 tem um diâmetro de 100.000 anos-luz, está localizada a 30 milhões de anos luz de Coma Berenice e a 40 milhões de anos-luz da Via-Láctea (12 vezes a distância de M31, a Galáxia de Andrômeda que se aproxima de nós.) Acima temos a mesma imagem de NGC4565 processadas por softwares.  

O universo primitivo

O que o nosso universo se parece como quando era jovem? Para responder a esta pergunta, os cosmólogos executam sofisticados programas de computador de monitoramento dos locais de milhões de partículas. A animação do quadro acima é o resultado de tal cálculo e mostra como o nosso universo pode ter se parecido quando ele tinha apenas uma fração de sua atual idade. O universo começou muito uniforme - matéria e luz estavam espalhadas quase uniformemente. Conforme o tempo avançava, a gravidade causada encontros ligeiros de agregar massa, para cada vez maiores conglomerados formados. As galáxias e longos filamentos formados - são mostradas pelas manchas brilhantes e raias no quadro acima. 

Muito próximo a um buraco negro

O que você vê se você fosse para a direita até um buraco negro? Acima estão duas imagens geradas por computador destacando como estranhas as coisas iriam ser vistas. À esquerda está um campo de estrelas normais contendo a constelação Orion. Observe as três estrelas de brilho quase igual que compõem o Cinturão de Órion. À direita está o mesmo campo de estrelas, mas desta vez com um buraco negro sobreposto no centro do quadro. O buraco negro tem gravidade tão forte que a luz é visivelmente curvada  em direção a ela - causando alguma distorção visual muito incomum. No quadro distorcido, cada estrela no quadro normal tem pelo menos duas imagens brilhantes - uma em cada lado do buraco negro. Na verdade, perto do buraco negro, você pode ver todo o céu - a luz de todas as direções é dobrada em volta e se volta para você. Os buracos negros são imaginados  ser o mais denso estado da matéria, e não há evidência indireta de sua presença em sistemas binários de estrelas e os centros de aglomerados globulares , galáxias e quasares .

Disco de acreção em sistema binário

O nosso Sol é uma estrela rara, pois é a única - a maioria das estrelas ocorre em sistemas binários ou múltiplos. Em um sistema binário, a estrela de maior massa irá evoluir mais rapidamente e acabará por se tornar um objeto compacto - ou uma estrela anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. Quando a estrela de massa menor evolui depois para uma fase de expansão, pode ficar tão perto da estrela compacta que a sua atmosfera exterior realmente cai sobre a estrela compacta. Tal é o caso diagramado acima. Aqui o gás de uma estrela gigante azul é mostrado sendo arrancado em um disco de acreção ao redor de sua companheira binária compacta. O gás no disco de acreção em torno de redemoinhos aquece, e, finalmente, cai sobre a estrela compacta. Condições extremas ocorrem freqüentemente na superfície da estrela compacta quando o gás cai, muitas vezes causando raios-X detectáveis, raios gama, ou até mesmo explosões de novae catastróficas. Estudar as condições extremas nesses sistemas nos diz sobre as propriedades interiores de matéria comum ao nosso redor.

Descendo em Júpiter

A sonda Galileu desceu na atmosfera de Júpiter. Acima é a visão de um artista da descida da sonda planejada a partir de uma perspectiva dramática. O aeroshell – o escudo aéreo- de proteção, ainda brilhando a partir da entrada flamejante, é visto caindo, o pára-quedas de 2,44m - 8 pés –aberto  e firme, e o orbiter  (superior esquerdo) é visível acima das nuvens ouvindo atentamente às transmissões dos dados da  sonda. Como ilustrado a sonda pode ter encontrado um raio, ou em níveis mais baixos de chuva de água. Em última análise, a sonda era  esperada ser vaporizada pelo intenso calor profundo abaixo das nuvens . Os controladores da NASA têm recebido sinais de telemetria do orbiter indicando que ele gravou as transmissões da sonda e posteriormente com sucesso disparou o seu motor de foguete  que entrou em órbita de Júpiter.                                  

Túnel do Tempo

As estrelas pontilhadas estão próximas, mas as galáxias difusas estão espalhadas do outro lado do Universo neste ponto de vista cósmico. Abrangendo cerca de meiograu no céu, a imagem bonita é o resultado do projeto do astrônomo Johannes Schedler de olhar para trás no tempo, na direção de um quasar 12,7 bilhões de anos-luz distante. O quasar é apenas visível na imagem de resolução total na posição marcada por linhas verticais curtas (centro). O núcleo ativo intrinsecamente brilhante de uma galáxia jovem, alimentado por um buraco negro supermassivo, o quasar foi recentemente identificado como um dos mais distantes objetos conhecidos. Uma vez que a luz viaja a uma velocidade finita, as galáxias se afastando para longe são vistas como elas eram no passado cada vez mais remoto. O quasar aparece como o fez cerca de 12,7 bilhões de anos atrás, quando o Universo tinha apenas 7 % de sua idade atual. É claro, a expansão do Universo tem desviado a luz para o vermelho – redshifted. Schedler acrescentou dados de imagem que se estende ao infravermelho próximo, adquiridos pelo colaborador Ken Crawford, para detectar o quasar distante, com uma medida de deslocamento para o vermelho- redshift -de 6,04. 

Mais perto de Phobos

Zunindo pelo espaço de apenas 4.828 km (3.000 milhas) acima da superfície marciana, a pequena lua Phobos  (abaixo e à esquerda do centro) foi fotografada contra o fundo de um grande vulcão escudo pela Viking 2 Orbiter em 1977. Este quadro dramático visto para baixo a partir do ponto de vista Orbiter tem cerca de 8.000 km acima do vulcão, Ascraeus Mons. Phobos está a 5.000 quilômetros abaixo do Orbiter. O Norte fica no alto com o Sol iluminando a cena do Sul (os pontos pretos são marcas de referência). Para a escala, Ascraeus Mons (Monte Ascraeus) tem cerca de 200 quilômetros de diâmetro em sua base, enquanto o asteróide do tamanho de Phobos tem cerca de 15 quilômetros de diâmetro. Neste espetacular imagem lua - planeta, caldeiras vulcânicas (crateras) são visíveis no cume do Ascraeus Mons - enquanto crateras de impacto sobre o lado iluminado da superfície de Phobos  também pode ser visto! 

A Superfície de Venus Era Fundida

Se você pudesse olhar para Vênus com olhos de radar - isso é o que você pode ver. Esta reconstrução computadorizada da superfície de Vênus foi criada a partir de dados da sonda Magellan. Magellan orbitou Venus e usou o radar para mapear a superfície do nosso planeta vizinho entre 1990 e 1994. Magellan encontrou muitas características interessantes de superfície, incluindo as grandes cúpulas circulares, geralmente de 25 quilômetros de diâmetro, que são descritos acima. Vulcanismo é pensado para ter criado as cúpulas, embora o mecanismo exato permaneça desconhecido. A superfície de Venus é tão quente e hostil que nenhuma sonda de superfície tem durado mais que alguns minutos. 

A Grande Nuvem de Magalhães

O navegador português do século XVI Fernão de Magalhães e sua equipe tiveram bastante tempo para estudar o céu do Hemisfério Sul durante a primeira circum-navegação do planeta Terra. Como resultado, duas difusas nuvens-como objetos facilmente visíveis no hemisfério sul são conhecidas como Nuvens de Magalhães, agora a serem entendidas galáxias satélites da nossa muito maior galáxia espiral Via Láctea. Cerca de 160.000 anos-luz distantes da constelação Doradus, a Grande Nuvem de Magalhães (LMC) é visto aqui em uma extremamente detalhada, imagem de mosaico de 10 frames. Abrangendo cerca de 30.000 anos-luz ou menos, é a galáxia satélite de maior massa da Via Láctea e é o local da próxima supernova nos tempos modernos, SN 1987A. O nó proeminente avermelhado perto do fundo é de 30 Doradus, ou a Nebulosa da Tarântula, uma região de formação estelar gigante na Grande Nuvem de Magalhães. Para identificar a localização da supernova e navegar no seu caminho em torno dos muitos aglomerados estelares e nebulosas da LMC, basta consultar esta visão bem marcada. 

As Plêiades Empoeiradas

Você já viu o aglomerado de estrelas Plêiades? Mesmo se você já o tivesse visto você provavelmente nunca viu como esta: empoeirada. Talvez o aglomerado de estrelas mais famoso no céu, as estrelas brilhantes das Plêiades podem ser vistas sem binóculos até mesmo dentro da luz poluída da cidade. Com uma longa exposição a partir de um local escuro, porém, a nuvem de poeira em torno das estrelas do agrupamento das Plêiades se torna muito evidente. A exposição acima demorou cerca de 30 horas e abrange uma área do céu várias vezes o tamanho da lua cheia. Também conhecido como Sete Irmãs e M45, as Plêiades fica a cerca de 400 anos-luz de distância na direção da constelação do Touro (Taurus). Uma lenda comum com um toque moderno é que uma das estrelas mais brilhantes desapareceu desde o aglomerado foi nomeado, deixando apenas seis estrelas visíveis a olho nu. O número real de estrelas das Plêiades visíveis, no entanto, pode ser mais ou menos sete, dependendo da escuridão do céu circundante e da visão do observador. 

ARP 272

Ligadas pelos braços espirais, duas grandes galáxias em colisão são apresentados neste retrato notável cósmico construído utilizando dados da imagem do Hubble Arquivo do Legacy. Gravado em Atlas astrônomo Halton Arp de galáxias peculiares como Arp 272, o par é também conhecido como NGC 6050, perto do centro, e IC 1179 no canto superior direito. A terceira galáxia, provavelmente também um membro do sistema de interação, pode ser vista acima e à esquerda da maior espiral NGC 6050. Encontram-se a cerca de 450 milhões de anos luz de distância, no Aglomerado de Galáxias de Hércules. A essa distância estimada, a imagem se estende por mais de 150 mil anos-luz. Embora este cenário tenha uma característica peculiar, colisões de galáxias e suas fusões eventuais estão agora a ser entendidas como sendo comuns, com Arp 272 representando um estágio nesse processo inevitável. Na verdade, a próxima grande Galáxia Espiral de Andrômeda é conhecida por estar se aproximando de nossa própria galáxia Arp 272 e pode oferecer um vislumbre de uma colisão no futuro distante entre Andrômeda e a Via Láctea. 

Via-Láctea vista de Mangaia

De Sagitário a Carina, a Via Láctea brilha neste céu noturno escuro acima do planeta Terra da ilha de Mangaia. Familiar para habitantes do hemisfério sul, inclui o centro galáctico e o abaulamento no canto superior esquerdo e as brilhantes estrelas Alfa e Beta Centauri apenas à direita do centro. A Via Láctea é estimada em mais de 13 bilhões de anos. 

Tsunami no Sol

Um grande tsunami deste não acontece na Terra. Durante 2006, uma grande explosão solar de manchas solares do tamanho da Terra produziu uma onda de choque do tipo tsunami que foi espetacular mesmo para o Sol. Na foto acima, a onda de tsunami foi capturada saindo da região ativa AR 10930 pela Rede de Patrulhas Ópticas Solar  (OSPAN telescópio) no Novo México, EUA .A onda de choque resultante, conhecida tecnicamente como uma onda de Moreton, comprimiu e aqueceu incluindo os gases de hidrogênio na fotosfera do Sol, causando um brilho momentaneamente brilhante. A imagem acima foi tirada em uma cor vermelha muito específica emitida exclusivamente por gás hidrogênio. O tsunami turbulento tirou alguns filamentos ativos no Sol, embora muitos re-estabeleceram-se mais tarde. O tsunami solar espalhou-se em quase um milhão de quilômetros por hora, e circulou todo o Sol em questão de minutos. 

Poças de gelo seco em Marte

Parte de Marte experimenta o descongelamento. Ao redor do Pólo Sul de Marte, em direção ao final do verão marciano, o clima quente faz com que uma seção da enorme camada de gelo de dióxido de carbono evapore. As fossas começam a aparecer e expandir onde o dióxido de carbono seco sublima o gelo diretamente em gás. Essas camadas de poços de gelo podem parecer serem revestidas de ouro, mas a composição precisa do pó, que destaca as paredes dos poços realmente permanece desconhecida. As depressões circulares em direção ao centro da imagem medem cerca de 60 metros de diâmetro. A câmera HIRISE em órbita captou a imagem acima no final de julho. Nos meses seguintes, como Marte continua sua viagem ao redor do Sol, as estações mais frias vão prevalecer, e o ar frio vai se transformar não só o suficiente para parar o degelo, mas mais uma vez congelar por completo mais camadas de dióxido de carbono sólido. 

O Flare do AR 1302

O AR 1302 deste ano primeiro surgiu ao redor da borda do Sol  e é tão grande que pode ser vista sem um telescópio.A Ejeção Coronal de Massa do AR 1302 já causaram forte tempestades geomagnéticas incluindo a atividade de auroras notáveis ​​em torno dos dois pólos da Terra. Na foto acima, o plasma foi deixado pendurado acima da superfície magnética do Sol após o AR 1302 ter emitido uma labareda solar da classe-X na última quinta-feira. A Terra é ilustrada para uma comparação de tamanho. Embora outro surto de classe X fosse emitido no sábado, nenhum flare do AR 1302 foi destinada diretamente a Terra. O grupo de manchas solares AR 1302 continuará a evoluir, mas provavelmente permanecerá visível no Sol pela próxima semana.