Ophir Chasma dos Valles Marineris

Por PGAPereira e NASA/JPL/USGS

Durante sua análise de Marte, a sonda Viking 1 enviou imagens dos Valles Marineris, um enorme e longo sistema de cânions de 5.000 km (3.106 milhas) cuja porção Chasma ou vales pode ter sido formado a partir de uma combinação de colapso de erosão e atividade estrutural. Esta visão sintética e oblíqua mostra Ophir Chasma, o mais setentrional dos vales conectados aos Valles Marineris. A grande cratera de impacto no canto inferior direito tem 30 km (18,5 milhas) de largura. Ophir Chasma tem 100 km (62 milhas) de largura. Faz fronteira com altas paredes de falésias, falhas mais prováveis cujas paredes foram dissecadas por deslizamentos de terras formando reentrâncias. O volume de detritos de deslizamentos é muito maior do que 1000 vezes, dados de 18 de maio de 1980, do que a avalanche de detritos do Monte Santa Helena. Os sulcos longitudinais supõem-se serem ocasionados pelo cisalhamento diferencial e espalhamento lateral em altas velocidades. NASA/JPL/USGS.

A Nebulosa Colar

    Esta nebulosa planetária recentemente descoberta consiste em um anel de brilhantes pontilhados com densos nós brilhantes de gás que se assemelham a diamantes em um colar. Um colar cósmico gigante brilha intensamente nesta imagem do Telescópio Espacial Hubble da NASA. O objeto, apropriadamente chamado de Nebulosa Colar, é uma nebulosa planetária descoberta recentemente, os restos brilhantes de uma estrela comum do tipo do Sol. A nebulosa é composta de um anel de brilhantes, medindo (12 trilhões de milhas) 19.000.000.000.000 km [2 anos-luz] de diâmetro, cheia de densos  nós brilhantes de gás que se assemelham a diamantes em um colar. Os nós brilham devido à absorção da luz ultravioleta das estrelas central. Um par de estrelas que orbitam próximas uma da outra produziu a nebulosa, também chamada PN G054.2-03.4. Cerca de 10.000 anos atrás, uma das estrelas envelhecida subiu para o ponto em que envolveu sua estrela companheira. Isso fez com que a estrela maior girasse tão rapidamente que muito do seu envelope gasoso expandiu para o espaço. Devido à força centrífuga, a maioria do gás escapou ao longo do equador da estrela, produzindo um anel denso. Os nós incorporados brilhantes são os aglomerados de maior densidade de gás no ringue. As estrelas estão girando furiosamente uma ao redor da outra, completando uma órbita em pouco mais que um dia. (Para efeito de comparação, Mercúrio leva 88 dias para orbitar o Sol.) A nebulosa do Colar está localizada a 15.000 anos-luz de distância, na constelação Sagitta, a seta.

Nuvem em seta sobre Titã

Porque é que Titã, a maior lua de Saturno tem o que se parece com uma seta branca sobre o enorme tamanho do Texas em sua superfície? Um grupo de pesquisa liderado por Jonathan L. Mitchell, da Universidade da Califórnia, Los Angeles, tem respondido a esta pergunta usando um modelo de circulação global de Titan para demonstrar como em escala planetária ondas atmosféricas afetam os padrões do tempo dessa lua, levando a um efeito  "padrão", que resulta em formas de nuvens afiadas  e, por vezes, surpreendentes. "Essas ondas atmosféricas são um pouco como a vibração natural de ressonância de um copo de vinho ", disse Mitchell. "Nuvens individuais podem 'tocar o sino", por assim dizer, e uma vez que o toque se inicia, as nuvens têm de responder a essa vibração. " As nuvens fascinantes, incluindo aquelas em forma de seta, que resultam das ondas atmosféricas podem causar precipitação intensa - às vezes mais de 20 vezes precipitação média sazonal de Titã - e pode ser essencial na formação da superfície de Titã pela erosão. Mitchell e um colega descreveu o clima de Titã como "todos os trópicos" - todo o planeta experimenta os tipos de fenômenos meteorológicos que na Terra são confinados à região equatorial. "Nossos novos resultados demonstram o poder dessa analogia não só para as características gerais do clima de Titã, mas também para as tempestades individuais", disse Mitchell. "Em trabalho futuro, pretendemos alargar a nossa análise para outras observações  de Titã e fazer previsões do que as nuvens podem ser observadas durante a próxima temporada. “O clima de todos os trópicos de Titã nos dá a oportunidade de estudar o clima tropical em uma simples definição do que em terra”, disse ele. Nossa esperança é que isso pode nos ajudar a entender o clima da Terra em um clima em mudança. "A  sonda Cassini da NASA está em órbita ao redor de Saturno desde o final de 2004 e revolucionou a nossa compreensão de Titã, que é maior em volume do que o planeta Mercúrio e a segunda maior lua do sistema solar depois de Ganimedes  de Júpiter, Titã tem uma atmosfera de nitrogênio grossa e chuva experimenta chuva realizadas de gás metano natural. "Titan é como  o irmão estranho da Terra - o único outro organismo rochoso do sistema solar que atualmente experimenta chuvas ", disse Mitchell. Titã é um mundo alienígena, mas estranhamente não muito diferente da Terra. Tal como a Terra, o principal componente de sua atmosfera é de nitrogênio molecular. A água, também é abundante em Titã, apesar de tudo está congelado no crosta em baixas temperaturas. O metano é termodinamicamente ativo na baixa atmosfera, e, muito parecido com o vapor de água na Terra, o metano de Titã forma nuvens, precipita e é reabastecido a partir de fontes da superfície, Mitchell disse. O escoamento, em seguida, resiste a superfície fria de Titã, criando o que parecem ser os padrões de rio. Os cientistas pensam que a Terra, logo depois formou uma atmosfera, havia grandes quantidades de metano e pouco oxigênio. O metano forneceu um importante efeito estufa que provavelmente impediu a Terra de permanecer perpetuamente num estado completamente congelado que de outra maneira teria resultado da fraca luz solar do Sol jovem, disse Mitchell. "Portanto, ao estudar o clima moderno de Titã, podemos ganhar novos conhecimentos sobre a maneira como o clima da Terra primitiva era", disse Mitchell.

A CME que engoliu a Terra

Por Nasa e PGAPereira

"O filme dá calafrios na minha espinha", diz Craig DeForest Pesquisador do Institute em Boulder, Colorado. "Isso mostra uma CME inchada em uma enorme parede de plasma e, em seguida, precipitar-se sobre a minúscula Terra azul em que vivemos. Eu me senti muito pequeno." CMEs são nuvens com bilhões de toneladas de plasma solar lançadas pelas explosões mesmo aquelas centelhas de erupções solares. Quando varrem passando pelo nosso planeta, elas podem causar auroras, tempestades de radiação, e em casos extremos interrupções de energia. O monitoramento dessas nuvens e previsão de sua chegada é uma parte importante de previsão do clima espacial. "Vimos CMEs antes, mas nunca como esta", diz Lika Guhathakurta, cientista do programa da missão STEREO na sede da NASA. "STEREO-A nos deu uma nova visão de tempestades solares." STEREO-A é uma das duas espaçonaves lançada em 2006 para observar a atividade solar. No momento da tempestade, STEREO-A estava a mais de 65 milhões de quilômetros da Terra. Quando as CMEs primeiramente saem do Sol, elas são brilhantes e fáceis de serem vistas. A visibilidade é reduzida rapidamente, no entanto, as nuvens se expandem para o vazio. Até o momento a visibilidade de uma CME típica que cruza a órbita de Vênus, é um bilhão de vezes mais fraca do que a superfície da Lua cheia, e mais tênue que mil vezes a da Via Láctea. As CMEs que atingem a Terra são quase tão rarefeitas como o próprio vácuo e correspondentemente, transparente. "Estas nuvens para sair da confusão da luz das estrelas e poeira interplanetária tem sido um enorme desafio", diz DeForest. Na verdade, demorou quase três anos para a sua equipe aprender e fazê-lo. Imagens da tempestade divulgada hoje foram gravada em dezembro de 2008, e eles têm estado a trabalhar nela desde então. Agora que a técnica foi aperfeiçoada, ela pode ser aplicada em uma base regular, sem tal atraso longo. Alysha Reinard do Centro da NOAA Previsão de Clima Espacial explica os benefícios para a previsão do clima espacial: "Até bem recentemente, a sonda podia ver CMEs apenas quando ainda estavam muito perto do Sol. Ao calcular a velocidade de uma CME durante esse breve período, nós fomos capazes de estimar quando ela deve chegar à Terra. Após as primeiras horas, entretanto, a CME poderia deixar este campo de visão e depois disso ficávamos "no escuro" sobre o seu progresso. ""A capacidade de monitorar continuamente a partir de uma nuvem do Sol para a Terra sofreu uma grande melhoria", continua. "No passado, nossas melhores previsões de tempos de chegada de CME tinha incertezas de mais ou menos quatro horas", continua. "O tipo de filmes que vimos hoje poderia reduzir significativamente as barras de erro." Os filmes identificam não só o tempo da chegada da CME, mas também sua massa. A partir do brilho da nuvem, os pesquisadores podem calcular a densidade do gás com uma precisão impressionante. Seus resultados para o evento de dezembro de 2008 concordaram com as reais medições in situ no nível de poucos por cento. . Quando esta técnica é aplicada a tempestades futuras, os meteorologistas serão capazes de estimar o seu impacto com maior confiança Na conferência de imprensa, DeForest apontou alguns dos destaques do filme: Quando a primeira CME deixou o Sol, era cavernosa, com paredes de magnetismo circundando uma nuvem de gás de baixa densidade. Quando a CME atravessou a divisão Sol-Terra, no entanto, a sua forma se alterou. A CME "varreu a neve" através do vento solar, recolhendo material para formar um muro imponente de plasma. No momento em que a CME chegou a Terra, a sua parede interna da frente foi cedendo sob o peso do gás acumulado. O tipo de transformações magnéticas reveladas pelo filme impressionou profundamente Guhathakurta: "Eu sempre pensei que em heliofísica a compreensão do campo magnético era equivalente ao problema da "energia escura" da astrofísica. Muitas vezes, nós não podemos ver o campo magnético, no entanto, orquestra-se quase tudo. Essas imagens em STEREO nos dar um sentido real do que o campo subjacente magnético está fazendo. " Todos os oradores no evento de imprensa hoje salientaram que as imagens vão além da compreensão de um único evento. A física interna das CMEs foram postas a nu pela primeira vez. Um desenvolvimento que marca profundamente os modelos teóricos e previsões geradas por computadores de CMEs por muitos anos à frente. "Este é o objetivo a cumprir da missão STEREO.”

Nebulosa Planetaria Shapley 1

Nebulosa planetária Shapley 1

Por PGAPereira

        Era uma vez uma estrela de massa idêntica ao Sol que ao experimentar um evento de Nova, explodiu ejetando sua atmosfera gasosa para o espaço e sua massa estelar se condensou numa anã-branca que ocupa seu centro até hoje. Esta nebulosa Shapley 1 tem contornos bem nítidos.

As Estrelas de Nêutrons

A estrela de nêutrons é um tipo de resíduo que pode ser resultado do colapso gravitacional de uma estrela massiva durante um evento de supernova de Tipo II, tipo IB ou tipo IC tipo. Tais estrelas são compostas quase inteiramente de nêutrons, que são partículas subatômicas, sem carga elétrica e aproximadamente a mesma massa do próton. Estrelas de nêutrons são muito quentes e são apoiados contra um novo colapso por causa do princípio de exclusão de Pauli. Este princípio estabelece que dois nêutrons (ou qualquer outra partícula fermiônica) não podem ocupar o mesmo estado quântico simultaneamente.

Uma estrela de nêutrons típica tem uma massa entre 1,35 e cerca de 2,1 massas solares, com um raio correspondente de cerca de 12 km se for usada a equação (APR) de estado (EOS)  Akmal-Pandharipande-Ravenhall. Em contraste, o raio do Sol é de cerca de 60.000 vezes maior. Estrelas de nêutrons têm densidades globais previstas pelo EOS de abril de 3,7-5,9 × 1017 kg / m³ (2,6 a 4,1 × 1014 vezes a densidade Solar), que  se compara com a densidade aproximada de um núcleo atômico de 3 × 1017 kg / m³. A densidade da estrela de nêutrons varia de menos de 1 kg × 109 / m³ na crosta aumentando com a profundidade acima de 6 ou 8 × 1017 kg / m³ no interior mais profundo .. Isso é aproximadamente o peso de toda a população humana condensado no tamanho de um cubo de açúcar.

Em geral, as estrelas compactas de menos de 1,44 massas solares, o limite de Chandrasekhar, são anãs brancas, acima de 2-3 massas solares (o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff), uma estrela de quarks pode ser criada, porém este é incerto. O colapso gravitacional sempre ocorre em qualquer estrela com 5 massas solares, inevitavelmente produzindo um buraco negro. 

Quasar com 140 trilhões de água da Terra

Quasar APS 082795255

Duas equipes de astrônomos descobriram o maior reservatório de água e mais distante já detectado no universo. A água, o equivalente a 140 trilhões de vezes toda a água do oceano do mundo, envolve um enorme buraco de alimentação negro, chamado de quasar, a mais de 12 bilhões de anos-luz de distância. "O ambiente em torno deste quasar é muito original na medida em que está produzindo essa enorme massa de água", disse Matt Bradford, um cientista de Laboratório de Propulsão a Jato da Nasa, em Pasadena, Califórnia "É uma demonstração de que a água está difundida por todo o universo, mesmo nos tempos mais antigos. " Bradford conduz uma das equipes que fez a descoberta. As pesquisas de sua equipe é parcialmente financiadas pela NASA e aparece na revista Astrophysical Journal Letters.

        Um quasar é alimentado por um enorme buraco negro que consome de forma constante em torno de um disco de gás e poeira. Quando come, o quasar expele grandes quantidades de energia. Ambos os grupos de astrônomos estudaram um quasar chamado APM 08279 5255, que abriga um buraco negro 20 bilhões de vezes mais massiva que o Sol e produz energia tanto quanto um quatrilhão de sóis.Os astrônomos esperavam o vapor de água estar presente, mesmo no universo, no início distante, mas não tinha detectado tão longe antes. Há vapor de água na Via Láctea, embora o montante total seja de 4.000 vezes menor do que no quasar, porque a maioria da água da Via Láctea está congelada na forma de gelo.

O vapor de água é um gás traço importante que revela a natureza do quasar. Neste quasar particular, o vapor de água está distribuído ao redor do buraco negro em uma região gasosa que abrange centenas de anos-luz de tamanho (um ano-luz tem seis trilhões de milhas). Sua presença indica que o quasar está banhando o gás em raios-X e radiação infravermelha, e que o gás é invulgarmente quente e denso para os padrões astronômicos. Embora o gás esteja em um frio de (menos 63 graus Fahrenheit) menos 53 graus Celsius e seja 300 trilhões de vezes menos densa que a atmosfera da Terra, ainda é cinco vezes mais quente e 1-10 vezes mais densa do que o que é típico em galáxias como a Via Láctea.

        Medições do vapor de água e de outras moléculas, tais como monóxido de carbono, sugerem que há gás suficiente para alimentar o buraco negro até que ele cresce para cerca de seis vezes o seu tamanho. Se isso vai acontecer não está claro, os astrônomos dizem que, uma vez que parte do gás pode acabar condensando-se em estrelas, ou pode ser expulso do quasar.

A equipe de Bradford fez as suas observações a partir de 2008, usando um instrumento chamado "Z-Spec" no California Institute of Technology Observatory Submillimeter, um telescópio de (33 pés) 10 metros perto do cume do Mauna Kea, no Havaí. Outras observações foram feitas com a matriz combinada para Pesquisa em Astronomia Millimeter-Wave (CARMA), uma variedade de pratos de rádio nas Montanhas Inyo of Southern California.

O segundo grupo, liderado por Dariusz Lis, associado de pesquisa sênior em física na Caltech e vice-diretor do Observatório Caltech Submillimeter, usou o Plateau de Bure Interferometer nos Alpes franceses para encontrar água. Em 2010, a equipe de Lis por acaso detectou água no APM 8279 5255, observando-se uma assinatura espectral. A equipe de Bradford foi capaz de obter mais informações sobre a água, incluindo a sua enorme massa, porque eles detectaram várias características espectrais da água.

O Universo Próximo

  O que faz o universo próximo se parecer? Este gráfico mostra quase 50.000 galáxias no universo próximo detectado pela Micron Two All Sky Survey (2MASS), em luz infravermelha. A imagem resultante é uma tapeçaria incrível de galáxias que fornecem limites de como o universo se formou e evoluiu. A faixa escura em toda a imagem central é bloqueada por poeira no plano da nossa própria Via Láctea. Fora do plano galáctico, no entanto, cada ponto representa uma galáxia, cor codificada para indicar a distância. Os pontos mais azulados representam as galáxias mais próximas da 2MASS, enquanto pontos mais avermelhados indicam as mais distantes galáxias pesquisadas que se encontram em um deslocamento para o vermelho próximo a 0,1. Estruturas nomeadas são anotadas em torno das bordas. Muitas galáxias estão gravitacionalmente ligadas para formar aglomerados, o que em si estão frouxamente ligadas em superaglomerados, que por sua vez são vistas às vezes para alinhar ainda mais as estruturas de uma escala maior.