O Sol

por PGAPereira. Nosso Sol é uma estrela normal da seqüência principal do tipo G2; diâmetro: 1.390.000 km; massa: 1,989 x 10³⁰ kg; temperatura: 5800 K (na superfície); 15.600.000 K (no núcleo).

           O Sol é de longe o maior objeto no sistema solar. Ele contém mais do que 99,8% da massa total do sistema solar (Júpiter contém a maioria do restante). Costuma-se dizer que o Sol é uma estrela "normal". Isso é verdade no sentido de que existem muitos outros semelhantes a ele. Mas há muitas estrelas menores do que as maiores, o Sol está no topo com 10% em massa. O tamanho médio das estrelas em nossa galáxia é provavelmente menos de metade da massa do Sol. O Sol é personificado em muitas mitologias: os gregos chamaram-no de Hélios e os romanos chamavam-lhe Sol. O Sol tem atualmente cerca de 70% de hidrogênio e 28% de hélio e menos que 2% de " metais "  em massa. Lentamente ao longo do tempo o Sol converte hidrogênio em hélio em seu núcleo. As camadas externas do Sol apresentam rotação diferencial: no equador a superfície rotaciona uma vez a cada 25,4 dias; perto dos pólos já é de 36 dias. Este comportamento estranho é devido ao fato de que o Sol não é um corpo sólido como a Terra. Efeitos similares são vistos nos planetas gasosos. A rotação diferencial estende consideravelmente para baixo para o interior do Sol, mas o núcleo do Sol gira como um corpo sólido.

          As condições no núcleo do Sol (aproximadamente 25% interiores do seu raio) são extremas. A temperatura é de 15,6 milhões de Kelvin e a pressão é de 250 mil milhões de atmosferas. No centro do núcleo do Sol a densidade é superior a 150 vezes a da água. O poder do Sol (cerca de 386 bilhões de bilhões de megawatts) é produzido por reações de fusão nuclear. A cada segundo cerca de 700.000.000 de toneladas de hidrogênio são convertidos em cerca de 695.000.000 de toneladas de hélio e 5.000.000 de toneladas (= 3.86e33 ergs) de energia na forma de raios gama. Como se desloca para fora em direção à superfície, a energia é continuamente absorvida e re-emitida a temperaturas mais baixas e inferior de modo  que no momento em que atinge a superfície, é principalmente luz visível. Os últimos 20% do caminho para a superfície a energia é transportada mais por convecção que por radiação.

          A superfície do Sol, chamada fotosfera, tem uma temperatura de cerca de 5800 K. As manchas solares são regiões "frias", com somente 3.800 K (elas parecem escuras somente por comparação com as regiões vizinhas). As manchas podem ser muito grandes, tanto quanto 50.000 km em diâmetro. As manchas solares são causadas por interações complexas e não muito bem compreendidas com o campo magnético do Sol. Uma pequena região conhecida como cromosfera está acima da fotosfera. A região altamente rarefeita acima da cromosfera, chamada de coroa, se estende a milhões de quilômetros no espaço, mas só é visível durante um eclipse total do Sol. As temperaturas na corona estão acima de 1.000.000 K.

          Acontece que a Lua e o Sol parecem do mesmo tamanho no céu como visto da Terra. E uma vez que a Lua orbita a Terra a mesma órbita da Terra em torno do Sol, por vezes, a Lua situa-se diretamente entre a Terra e o Sol. Isso é chamado de eclipse solar, se o alinhamento é um pouco imperfeito então a Lua cobre apenas parte do disco do Sol e o evento é chamado de eclipse parcial. Quando ele alinha-se perfeitamente com o disco solar bloqueando-o por inteiro é chamado de eclipse total do Sol. Eclipses parciais são visíveis em uma ampla área da Terra, mas a região a partir da qual um eclipse total será visível, o chamado caminho da totalidade, é muito estreito, de poucos quilômetros (embora geralmente estenda-se por milhares de quilômetros). Eclipses do Sol acontecem uma vez ou duas vezes por ano. Se você ficar em casa, é provável que você veja um eclipse parcial várias vezes por década. Mas visto que o caminho da totalidade é tão pequeno é muito improvável que ele irá cruzar sua casa. Então, as pessoas costumam viajar ao redor do mundo apenas para ver um eclipse solar total. Ficar na sombra da Lua é uma experiência incrível. Alguns minutos preciosos escurece no meio do dia. As estrelas surgem. Os animais e aves acham que é hora de dormir. E você pode ver a coroa solar. Vale bem a pena viajar.

          O campo magnético do Sol é muito forte (para os padrões terrestres) e muito complicado. Sua magnetosfera (também conhecida como heliosfera) se estende bem além de Plutão. Além de calor e luz, o Sol emite uma corrente de baixa densidade de partículas carregadas (principalmente elétrons e prótons), conhecida como vento solar que se propaga por todo o sistema solar a cerca de 450 km/seg. O vento solar e as partículas de maior energia ejetadas pelas tempestades solares podem ter efeitos dramáticos na Terra variando de picos de corrente elétrica à interferência de rádio até  bela aurora boreal. Dados recentes da sonda Ulysses mostram que durante o período mínimo do ciclo solar o vento solar que emana das regiões polares flui aproximadamente o dobro da taxa, a 750 quilômetros por segundo, do que em latitudes mais baixas. A composição do vento solar também parece diferir nas regiões polares. Durante o máximo solar, no entanto, o vento solar se move a uma velocidade intermédia.

          Um estudo mais aprofundado do vento solar será feito pelas naves WING, ACE e SOHO do ponto de vista dinamicamente estável diretamente entre a Terra e o Sol a cerca de 1,6 milhões de km da Terra. O vento solar tem grandes efeitos sobre as caudas dos cometas e até efeitos mensuráveis ​​sobre as trajetórias de naves espaciais. Espetaculares loops (laços) e elevações são geralmente visíveis na extremidade do Sol. A quantidade de atividade das manchas solares não é constante. Houve um período de muito baixa atividade das manchas solares na segunda metade do século 17 chamado Mínimo de Maunder. Isto coincide com um período anormalmente frio no norte da Europa também conhecido como Pequena Idade do Gelo. O Sol tem 4,5 bilhões de anos. Desde o seu nascimento ele usou quase a metade do hidrogênio em seu núcleo. Ele continuará a irradiar "pacificamente" por mais 5 bilhões de anos (embora sua luminosidade irá praticamente dobrar nesta época). Mas, eventualmente, ele vai ficar sem combustível hidrogênio. Ele será então forçado a mudanças radicais que, apesar de ser comum pelos padrões estelares, irá resultar na destruição total da Terra (e provavelmente a criação de uma nebulosa planetária).

Estrelas Simbióticas

Estrela simbiótica R - Aquarii (representação)

          Por PGAPereira. Em um sistema estelar binário, o espectro combinado delas incluem uma componente de faixa de absorção molecular, tipicamente envolvendo a presença de faixas de  TiO, e uma componente de linha de emissão, tais como linhas de emissão de íons de mais alta ionização do He II 4686 angstrom e do O III com 5007 angstrom. As componentes de uma estrela simbiótica são uma estrela gigante e uma pequena estrela quente, tal como uma anã-branca, contornada por uma nebulosidade. Estrelas simbióticas são provavelmente progenitoras de nebulosas planetárias bipolares e elas formam alguns dos sistemas que depois explodem como supernovae do Tipo Ia, espetaculares explosões visíveis cruzando as distâncias cosmológicas. Os espectros das estrelas simbióticas sugerem que existem 3 regiões as quais emitem radiações: as próprias estrelas individuais e a nebulosidade que contorna a ambas. A nebulosidade é suposta originar-se da gigante vermelha, a qual no processo perde massa muito rapidamente seja através do vento estelar ou através da pulsação. A fase simbiótica representa um estágio posterior na evolução estelar e um breve momento na vida do sistema binário. Em vista da curta escala de tempo envolvida, as estrelas simbióticas são objetos raros. Apenas poucas centenas são conhecidas, uma das mais próximas de nós é CH Cygni. A maioria delas estão na nossa galáxia Milky Way, Via-Láctea, embora algumas sejam extra-galácticas, incluindo a de Draco Dwarf Galaxy, e várias nas Grande e Pequena Nuvens de Magalhães, as quais são satélites da nossa própria galáxia Via-Láctea.

Gigante Vermelha

          Uma estrela gigante evolui com uma temperatura de superfície de 2.500 a 3.500 ° C, um tipo espectral  M ou K , e um diâmetro entre os tempos de 10 e 100 vezes a do Sol.As gigantes vermelhas representam uma fase tardia na evolução de estrelas com uma variedade de massas, de pouco menos a massa do Sol, para dezenas de massas solares. As maiores gigantes vermelhas, que fazem a maioria maciça de estrelas, são conhecidas como supergigantes vermelhas. Quando uma gigante vermelha esgotou a sua fonte principal de hidrogênio, ela passa agora para a fase de fusão de hidrogênio em hélio em um escudo fora do núcleo. A gigante vermelha  mais próxima do Sol é Gacrux (Gamma Crucis).

 Distâncias, massas, e raios de gigantes vermelhas

Apesar das gigantes vermelhas serem bastante comuns entre as estrelas visíveis a olho nu, elas são realmente muito raras no espaço. Isso é porque elas duram apenas uma pequena fração da vida de uma estrela. Antes da década de 1990, as distâncias das gigantes vermelhas (e, portanto, suas luminosidades) não eram bem conhecidas. Graças à missão Hipparcos (1989-1993), as distâncias a muitas gigantes vermelham foram determinadas com uma boa precisão. Apenas algumas poucas gigantes vermelhas têm massas bem determinadas. A massa de uma estrela pode ser medida diretamente apenas se a estrela tem uma companheira binária. No caso de uma gigante vermelha, o companheiro teria sido engolido se estivesse muito perto da estrela em evolução. Se se encontrasse muito mais longe, o período orbital seria de séculos ou mais e, portanto, menos fácil de determinar com precisão. Os raios das gigantes vermelhas não são só difíceis de medir, mas também são difíceis de definir, por causa da natureza frágil das atmosferas das estrelas. Em comprimentos de onda em que a atmosfera é muito opaca, a estrela parece ser muito maior. Um bom progresso está sendo feito agora, no entanto, usando interferômetros ópticos e infravermelhos para calcular e medir os diâmetros destas estrelas.

Gigantes vermelhas e variabilidade

          Acredita-se que todas as gigantes vermelhas pulsam e, portanto, sejam variáveis. Uma estrela que só agora se torne uma gigante vermelha pode pulsar e variar de brilho com apenas uma amplitude muito pequena, porém a amplitude aumenta com o tempo. Quando as pulsações são grandes, a estrela é dita ser uma variável Mira. Eventualmente, as pulsações ajudam a expulsar as partes mais externas da estrela, produzindo uma camada, Shell, circum-estellar de gás e poeira e deixando para trás um núcleo remanescente como anã-branca. Por alguns milhares de anos antes que esfrie, a anã-branca quente pode iluminar os gases ao seu redor, dando origem ao fenômeno de nebulosa planetária. Cerca de um décimo das estrelas visíveis a olho nu estar vibrando como gigantes vermelhas, tipo espectral K5 ou mais fria, a maioria com amplitude muito pequena.

           Gigantes vermelhas pulsantes (exceto as estrelas do tipo Mira) foram muito menos estudadas do que as variáveis ​​cefeidas, por exemplo, principalmente por causa de sua irregularidade, leva anos ou décadas de observações para compreender essas estrelas. Na década de 1970, o falecido Olin Eggen passou vários anos pesquisando, estudando, e classificando essas estrelas. Em uma série de documentos (por exemplo, Eggen 1973), ele definiu as variáveis vermelhas em pequena, média e grande amplitudes (SARVs, MARVs e LARVs), e até mesmo um grupo de variáveis de ultra-baixa amplitude ​​que ele chamou de Estrelas Sigma Librae. O sistema de classificação do Catálogo Geral de Estrelas Variáveis ​​classifica as gigantes vermelhas pulsantes em variáveis semi-regulares (SR) ​​com qualquer um "periodicidade persistente" (SRA) ou "mal periodicidade expressa" (SRB), há também variáveis lentas e irregulares (L). As supergigantes vermelhas pulsantes são classificadas por analogia como SRc ou Lc. Agora sabemos que existe um espectro completo de comportamento entre as gigantes vermelhas, de quase periódica a bastante irregular, e gigantes K5 quase constantes, a estrelas hipervariáveis ​​Mira com tipos espectrais M9 ou mais fria.

Foto - A anã-branca Sirius-B aparece como um ponto à esquerda inferior desta imagem do Hubble. Ela orbita a companheira brilhante Sírius-A circunscrevendo-a em 50 anos. Foto da NASA.

Anãs-brancas

São estrelas muito diminutas, densas, do tamanho de planetas que caracterizam o final evolucionário para todas, exceto para as estrelas mais massivas. A primeira anã-branca a ser descoberta, em 1862, e a mais próxima ao Sol foi a companheira de Sírius. As anãs-brancas formam-se do colapso de núcleos estelares nos quais a fusão nuclear parou, e são expostas ao espaço seguindo a perda do invólucro exterior soprado pela velha estrela,  tipicamente como uma nebulosa planetária. Esta consiste em matéria degenerada em elétrons que proporciona a pressão necessária para prevenir um colapso posterior, estabelecendo que a massa da anã não exceda o limite de Chandrasekhar de cerca de 1,4 massa solar. Mesmo uma medianamente grande anã-branca, com massa similar a do Sol, teria o tamanho da Terra. Uma colher pequena cheia de sua matéria pesaria tanto quanto um hipopótamo.

Tipos de anãs-brancas

As estrelas de massas mais leves que nunca chegaram a entrar no estágio de combustão do carbono em seus núcleos dão surgimento a anãs-brancas de carbono-oxigênio, enquanto as estrelas que iniciam com uma massa mínima de 4 sóis podem surgimento a anãs-brancas de neôneo-oxigênio. Além disso, as anãs-brancas diferem em termos de seus espectros que são ditados pelos elementos que dominam suas superfícies. Três variáveis- dA, dB e dO (onde d significa “degenerado”) – têm aproximadamente superfícies puras  de hidrogênio ou hélio jazendo por cima de seus núcleos, enquanto as estrelas PG 1159 parecem ter núcleos parcialmente expostos. As anãs-brancas também podem ter uma mistura de elementos sobre suas superfícies e são cognonimadas conformemente. Por exemplo, estrelas dAB contêm hidrogênio e hélio neutros, enquanto as estrelas dAO têm hidrogênio e hélio ionizados. 

 Classificação das anãs-brancas  

 dA – Apenas linhas de Balmer: nenhuma de Hélio I ou de Metais. dB – Linhas de He I: nenhuma de H ou de metais. dC – Espectro continuo, pouca ou nenhuma linha visível. dO – He II forte : He I ou H presentes. dZ – Apenas linhas de metais: nenhuma linha de H ou He. dQ – Características do carbono, atômico ou molecular em qualquer porção do espectro. À direita representação de várias estruturas internas de vários tipos de anãs-brancas.
Anãs-brancas e supernovas
Anãs-brancas que consomem matéria de suas companheiras podem explodir como supernovae do tipo 1a as quais são usadas como velas padrões para medir distâncias cósmicas. Em 1988 essas supernovae proporcionaram evidências da aceleração da expansão do universo quando se descobriu ser menor do que o esperado.
A menor Anã-branca
A anã-branca de massa mais leve conhecida é a SDSS J091799.55+463821.8 com apenas 17% da massa do Sol. Ela jaz a 7.400 anos-luz próxima às margens das constelações Lynx e Ursa Major. Ela é um membro de um sistema estelar binário e evidentemente perdeu  no passado muito de sua matéria estelar para a estrela companheira a qual parece também ser uma anã-branca. As duas agora orbitam uma em torno da outra cada7,6 horas a uma distância de 1.040.000 km com uma velocidade de 536 km/h.

O Sistema de Magnitude Estelar

Por PGAPereira. A maioria das formas de contar e medir as coisas funciona de maneira lógica. Mas as coisas não são tão sensíveis em astronomia - pelo menos não quando se trata do brilho das estrelas.

 Origens Antigas

A história começa por volta de 129 aC, quando o astrônomo grego Hiparco produziu o primeiro catálogo de estrelas conhecido. Hiparco classificou suas estrelas de uma forma simples. Ele chamou as mais brilhantes "de primeira grandeza", significando apenas "a maior". As estrelas não tão brilhantes ele as chamou "de segunda grandeza", ou a segunda maior. As estrelas mais fracas que ele podia ver ele chamou "de sexta magnitude." Por volta de 140 dC, Cláudio Ptolomeu copiou este sistema em sua própria lista de estrelas. Às vezes, Ptolomeu acrescentou a palavra “maior” ou “menor” para distinguir entre as estrelas dentro de uma classe de magnitude. As obras de Ptolomeu mantiveram os textos básicos de astronomia pelos 1.400 anos seguintes, para que todos usassem o sistema de primeira a sexta magnitudes. Funcionou muito bem. Galileu forçou a primeira mudança. Ao soerguer seus telescópios recém-feitos para o céu, Galileu descobriu que as estrelas que existiam eram mais fracas que a sexta magnitude de Ptolomeu. "De fato, com a objetiva que você irá detectar as  estrelas abaixo da sexta magnitude como uma multidão de outras que escapam à vista natural que é pouco crível", ele exultou em seu trato 1610 Sidereus Nuncius ". A maior delas ... nós podemos designar como de sétima magnitude. " Assim, um novo termo surgia  na linguagem astronômica, e tornou-se a escala de magnitude em aberto. Não poderia haver volta.

          Quando os telescópios ficaram maiores e mais precisos, os astrônomos continuaram adicionando mais magnitudes ao fundo da escala. Hoje, um par de binóculos de 50 milímetros permite ver estrelas de cerca de magnitude 9, um telescópio amador de 6 polegadas vai atingir magnitude 13, e o Telescópio Espacial Hubble já viu objetos tão tênue quanto de magnitude 31. Em meados do século XIX, os astrônomos perceberam que havia uma necessidade premente de definir toda a escala de magnitude, mais precisamente do que, por decisão do globo ocular. Eles já tinham determinado que uma estrela de primeira magnitude brilhasse com cerca de 100 vezes a luz de uma estrela de magnitude 6. Assim, em 1856 o astrônomo de Oxford, Norman R. Pogson propôs que uma diferença de cinco magnitudes ser exatamente definida como um razão de brilho de 100 para 1. Esta regra conveniente foi rapidamente adotada. Uma magnitude corresponde assim a uma diferença de brilho exatamente da raiz quinta de 100, ou muito perto de 2,512 - um valor conhecido como a razão de Pogson. A escala de magnitude resultante é logarítmica, de acordo com a crença pura de 1850, que todos os sentidos humanos são logarítmicos na sua resposta a estímulos. A escala de decibéis para a avaliação de loudness foi feita da mesma forma logarítmica.

          Infelizmente, não é bem assim, nem para o brilho, som ou qualquer outra coisa. Nossas percepções do mundo seguem leis de potência curvas, não as logarítmicas. Assim, uma estrela de magnitude 3,0 de fato não está exatamente a meio caminho de brilho entre 2,0 e 4,0. Parece um pouco mais fraca do que isso. A estrela que parece está a meio caminho entre 2,0 e 4,0 será de cerca de magnitude 2,8. Quanto maior o hiato da magnitude, maior é a discrepância. Assim os mapas do céu desenhados por computador da Sky & Telescope usa pontos como estrelas que são dimensionados de acordo com uma relação de lei da potência.Mas o mundo científico em 1850 era dominado por logaritmos, então agora eles estão presos no sistema de magnitude tão firmemente quanto a numeração de Hiparco na antiguidade. Agora que magnitudes estelares foram classificadas em uma escala matemática precisa, no entanto mal ajustadas, outro problema tornou-se inevitável. Algumas estrelas de "primeira magnitude" eram muito mais brilhante que todas as outras. Os astrônomos não tinham escolha a não ser estender a escala para valores mais brilhantes, bem como as fracas. Assim Rigel, Capella, Arcturus, Vega são de magnitude 0, uma declaração que soa estranha como se elas não tivessem brilho algum! Mas era tarde demais para começar de novo. A escala de magnitude se estende mais para números negativos: Sirius brilha com magnitude -1,5, -4,4 chega Venus, a Lua cheia é de cerca de -12,5, e as chamas do Sol em magnitude -26,7.

 Outras cores, outras magnitudes

No final do século 19 os astrônomos estavam usando a fotografia para registrar o céu e medir o brilho das estrelas, e um novo problema surgiu. Algumas estrelas que mostravam o mesmo brilho para o olho mostrou brilhos diferentes em filmes, e vice-versa. Em comparação com o olho, as emulsões fotográficas eram mais sensíveis à luz azul e menos a luz vermelha. Assim, duas escalas separadas foram criadas. Magnitude Visual, ou m _vis, descrita como uma estrela vista pelos olhos. Magnitude fotográfica, ou m _pg, referindo-se a  imagens de estrelas em azul-sensível a filme preto-e-branco. Estes são agora abreviados m _V e M _p, respectivamente.

          Esta complicação acabou por ser uma bênção disfarçada. A diferença entre a magnitude fotográfica e visual de uma estrela era uma medida conveniente da cor da estrela. A diferença entre os dois tipos de magnitude foi nomeada "índice de cor." Seu valor é cada vez mais positivo para estrelas amarelas, laranjas e vermelhas, e negativo para as azuis. Mas diferentes emulsões fotográficas têm diferentes respostas espectrais! E os olhos das pessoas diferem muito. Por um lado, as lentes de seus olhos ficam amarelas com a idade, as pessoas velhas vêem o mundo através de filtros amarelos. Sistemas de magnitude concebidos para gamas de comprimento de onda diferentes tiveram de ser mais claramente definida do que este. Hoje, magnitudes precisas são especificadas por um fotômetro fotoelétrico padrão que vê através de filtros de cores padrão. Vários sistemas fotométricos foram concebidos; o mais familiar é chamado UBV após os três filtros mais comumente utilizados. U abrange a quase ultravioleta, B é azul, e V corresponde bem de perto à antiga magnitude visual; seu pico está na faixa verde-amarela, onde o olho é mais sensível.
          Índice de cor é agora definido como a magnitude B menos a magnitude V. A estrela branca pura tem um BV de cerca de 0,2, o nosso Sol amarelo é de 0,63, a laranja-vermelho Betelgeuse é de 1,85, e as estrelas mais azuis acreditava-se possível ser -0,4, azul-branco pálido. Tão bem sucedido foi o sistema UBV que foi prorrogado para o vermelho,redward com R e filtros para definir padrão de magnitudes no vermelho e infravermelho próximo. Por isso, é algumas vezes chamado UBVRI. Os astrônomos infravermelhos efetuaram comprimentos de onda ainda mais longos, acrescentando ordem alfabética após a letra I para definir as bandas J, K, L, M, N e Q. Estas foram escolhidas para combinar com as “janelas” dos comprimentos de onda do infravermelho na atmosfera da Terra - comprimentos de onda em que o vapor de água absorve não inteiramente a luz das estrelas. Brilhando em todas as faixas de freqüências, a estrela Vega foi escolhida (arbitrariamente) para definir a magnitude 0,0. Visto que Vega é mais opaca no infravermelho do que na luz visível, as magnitudes infravermelhas são, por definição e bastante artificialmente, "brilhantes" do que suas contrapartes visuais.

 Aparência e Realidade

Foto-5-D. No Mapa da esquerda de Canis Major os diâmetros das esferas indicam as Magnitudes Aparentes das estrelas, os pontos correspondem aos brilhos das estrelas que vemos. A versão da direita indicam as Magnitudes Absolutas das mesmas estrelas  quanto brilhante apareceriam se todas elas fossem colocadas à mesma distância da Terra (32,6 anos-luz). Magnitude absoluta é uma medida da luminosidade verdadeira da estrela.

          O que é então o brilho verdadeiro de um objeto? Quanta energia total é enviada para nós em todos os comprimentos de onda combinados, visível e invisível? A resposta é chamada de magnitude bolométrica, m _bol, isto porque antigamente a radiação total era medida com um dispositivo chamado bolómetro. A magnitude bolométrica dá o brilho verdadeiro de um objeto. O astrofísico considera como a verdadeira medida da emissão total de energia de um objeto, visto da Terra. A correção bolométrica diz quanto maior o brilho na magnitude bolométrica, maior é que a magnitude V. Seu valor é sempre negativo, porque qualquer estrela ou objeto que emite radiação, pelo menos, alguns fora da parte visual do espectro eletromagnético. Até agora temos vindo a lidar apenas com magnitude aparente - como as coisas brilhantes são vistas a partir da Terra. Nós não sabemos como intrinsecamente brilhante um objeto é até nós também levarmos em conta a sua distância. Assim, os astrônomos criaram a escala de magnitude absoluta. A magnitude absoluta de um objeto é simplesmente o brilho que ele teria se colocado a uma distância padrão de 10 parsecs (32,6 anos-luz).

          Visto desta distância, o Sol irá brilhar em uma inexpressiva magnitude visual 4,85. Rigel iria brilhar em uma deslumbrante -8, quase tão brilhantes como a Lua. A anã vermelha Proxima Centauri, a estrela mais próxima do sistema solar, parece ter  magnitude 15,6, o menor vislumbre pouco visível em um telescópio de 16 polegadas! Saber as magnitudes absolutas deixa claro como extremamente diversificada são os objetos que casualmente fixam-se juntos sob a única palavra "estrela". Magnitudes absolutas são sempre escritas com M maiúsculo e uma magnitude aparente com m minúsculo. Qualquer tipo de magnitudes aparente, fotográfica, bolométrica, ou o quer que seja - pode ser convertida em magnitude absoluta. (Para cometas e asteróides, "magnitudes absolutas" muito diferentes são usadas. O padrão aqui é quão brilhante o objeto pareceria para um observador em pé, se o objeto estivesse colocado a uma unidade astronômica de distância do Sol.) Então, o sistema de magnitude é  muito complicado? Nem um pouco. Ele cresceu e evoluiu para preencher todas as necessidades de medição de brilho, exatamente conforme necessário. Hipparcus ficaria encantado. 

O Telescópio de Raios-X NUSTAR

por PGAPereira e NASA. Pasadena, Califórnia - Telescópio Array de espectroscopia nuclear da NASA, ou NUSTAR, está sendo preparado para a jornada final para sua plataforma de lançamento no atol de Kwajalein, no Oceano Pacífico central. A missão será estudar tudo a partir de buracos negros ao nosso próprio Sol. Ele está programado para lançamento não antes de 13 de junho. "Veremos os objetos mais quentes, mais densos e mais enérgicos, de alta energia com um totalmente novo telescópio de raios-X que pode obter imagens muito mais profundas e nítidas do que antes", disse Fiona Harrison, o investigador principal do NUSTAR no Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena, que primeiro concebeu a missão há 20 anos. O observatório está empoleirado em cima de um foguete Pegasus XL Orbital Sciences Corporation. Se a missão passar a sua revisão de preparação de voo em 01 de junho, o foguete será amarrado à parte inferior de uma aeronave, o L-1011 Stargazer, também operado pela Orbital, em 2 de junho. O Stargazer está programado para voar a partir de Vandenberg Air Force Base na Califórnia central de Kwajalein em 5 de junho a 6.

          Depois de decolar no dia do lançamento, a Stargazer vai soltar o foguete por volta das 8:30 AM PDT (11:30 BRT). O foguete irá inflamar e levar o NUSTAR a uma órbita baixa ao redor da Terra. "NUSTAR usa várias inovações para a sua capacidade de imaginação sem precedentes e foi viabilizado por muitos parceiros", disse Yunjin Kim, o gerente de projeto da missão no Jet Propulsion Laboratory da NASA em Pasadena, Califórnia. "Estamos todos muito animados para ver a fruição do nosso trabalho começar a sua missão no espaço.” NUSTAR será o primeiro telescópio espacial para criar imagens cósmicas focadas de raios-X com energias mais altas. Estes são os mesmos tipos de raios-X que os médicos usam para ver seus ossos e aeroportos ao usá-lo para digitalizar as suas malas. O telescópio terá mais de 10 vezes a resolução e mais de 100 vezes a sensibilidade de seus antecessores, enquanto operando em uma faixa de energia similar. A missão vai trabalhar com outros telescópios no espaço, incluindo Chandra X-ray Observatory, que observa raios-X de menor energia. Juntos, eles vão fornecer um quadro mais completo dos objetos mais energéticos e exóticos no espaço, como buracos negros, estrelas mortas e jatos que viajam perto da velocidade da luz.

Comparando as imagens, à direita semelhante a da NUSTAR

  "NUSTAR realmente demonstra o valor que a pesquisa da NASA  corobora com programas de desenvolvimento para fazer avançar a agenda da nação ciência", disse Paul Hertz, diretor da Divisão de Astrofísica da NASA. "Tomar um pouco mais de quatro anos de projeto e ir à frente para lançar esta missão Explorer de baixo custo irá usar novo espelho e tecnologia de detecção que foi desenvolvida no programa de pesquisa básica e testada no programa de balonismo científico da NASA. O resultado destes modestos investimentos é um telescópio espacial pequeno que irá proporcionar à ciência de classe mundial  uma faixa importante, mas relativamente inexplorada do espectro eletromagnético.” NUSTAR vai estudar buracos negros que são grandes e pequenos, que estão longe e perto, respondendo a perguntas sobre a formação e a física por trás dessas maravilhas do cosmos. O observatório também irá investigar como as estrelas explodem e forjam os elementos que compõem os planetas e pessoas, e vai ainda estudar a atmosfera do nosso próprio Sol. O observatório é capaz de focar a luz de alta energia de raios-X em imagens nítidas por causa de um complexo projeto inovador do telescópio. Luz de alta energia é difícil de ser concentrada, porque só reflete em espelhos ao bater em ângulos quase paralelos. NUSTAR resolve esse problema com conchas aninhadas de espelhos. Tem as conchas mais aninhadas já utilizadas em um telescópio espacial: 133 em cada uma das duas unidades de fibra óptica. Os espelhos foram moldados a partir de vidros ultrafinos semelhantes ao encontrados em telas de laptops e vidros com camadas mais finas do mesmo revestimento reflexivo.

          O telescópio também é composto de detectores  state-of-the-art e um longo mastro de 33 metros de mastro (10 metros), que liga os detectores aos espelhos aninhados, proporcionando a longa distância necessária para focalizar os raios-X. Este mastro é dobrado para cima em um vasilhame pequeno o suficiente para caber no topo do veículo lançador Pegasus. Ele vai desfraldar cerca de sete dias após o lançamento. Cerca de 23 dias mais tarde, as operações científicas começarão.

Concepção artística do NUSTAR

 Trazendo Buracos Negros para o foco

          Esta comparação demonstra a capacidade da imagem melhorada do NUSTAR para concentrar luz de alta energia de raios-X em imagens nítidas. A imagem à esquerda, tirada pelo satélite INTEGRAL da Agência Espacial Européia, mostra raios-X de alta energia de galáxias além da nossa própria. A luz é "não resolvida”, o que significa que objetos individuais que criam a luz - em particular, os buracos negros supermassivos ativos - não podem ser distinguidos. A imagem à direita mostra uma visão simulada do que NUSTAR vai ver em comprimentos de onda comparáveis. NUSTAR será capaz de identificar os buracos negros individuais que compõem o brilho de raios-X difusos, também chamado de plano de fundo de raios-X. O observatório terá sensibilidade 100 vezes melhor que seus antecessores, e resolução 10 vezes mais nítida. Ele vai mais fundo nas regiões misteriosas que cercam os buracos negros, e vai descobrir buracos negros nunca antes vistos envoltos em poeira. 

O Que deformou a NGC 5194?

NGC 5194/NGC 5195. Imagem do Hubble submetida a filtros de software

   Por PGAPereira. Os graciosos braços sinuosos da majestosa galáxia espiral M51 (NGC 5194) aparecem como uma grande escada em espiral que varre através do espaço. Eles são realmente pistas das estrelas e do gás atados com a poeira. Esta imagem nítida da Galáxia Whirlpool, tomada em janeiro de 2005, com a Advanced Camera for Surveys a bordo do Telescópio Espacial Hubble da NASA, ilustra um projeto de uma galáxia espiral de grandes braços espirais encurvados onde estrelas jovens residem, o seu núcleo central amarelado com uma casa de estrelas mais velhas. A galáxia é apelidada o Redemoinho devido a sua estrutura em forma de roda.

          A característica mais marcante da Whirlpool é seus dois enormes braços curvos, uma característica fundamental das chamadas grandes galáxias espirais. Muitas galáxias espirais possuem numerosos braços frouxos, formas que fazem suas estruturas espirais menos pronunciadas. Estes braços servem a uma finalidade importante em galáxias espirais. Eles são fábricas de formação estelar, comprimindo o gás de hidrogênio e criando aglomerados de novas estrelas. Na Whirlpool, a linha de montagem começa com as nuvens escuras de gás na borda interna, por conseguinte se move para regiões de formação estelar rosa viva e termina com os brilhantes aglomerados de estrelas azuis ao longo da borda externa. Um dos dois braços longos, aquele que interage com o campo gravitacional da NGC5195, a galáxia menor, encontra-se entrelaçado ou fundido a um braço menor da Redemoinho sobre o seu núcleo. Nas imagens observam-se uma fusão de campos gravitacionais das duas galáxias em um só na forma de extremidade de uma chave de porta. A porção superior do campo gravitacional comum sofreu um abaulamento e ficou espremido, muito próximo ao bojo galáctico da Redemoinho. O braço maior superior está em colisão com outro braço menor. O altíssimo brilho da galáxia menor e a proximidade a extremidade do braço maior da Redemoinho leva a supormos uma colisão desses dois objetos. A suposição de que eles dois não interagem não é evidente até hoje.    

NGC 5194/NGC5195. Imagem do Hubble sob filtros de software

  Alguns astrônomos acreditam que os braços da Redemoinho são muito proeminentes devido aos efeitos de um encontro próximo com NGC 5195, a galáxia pequena e amarelada na ponta mais externa de um dos braços da Redemoinho. À primeira vista, a galáxia compacta parece estar puxando o braço. Na ótica clara do Hubble, porém, mostra que NGC 5195 está passando atrás da Whirlpool. A pequena galáxia desliza passando pela Whirlpool centenas de milhões de anos-luz distante.
          Como NGC 5195 deriva perto, sua força gravitacional intrelaça-se às ondas dentro da Whirlpool em forma de disco de panqueca. As ondas são como ondas em um lago geradas quando uma pedra é lançada na água. Quando as ondas passam através das nuvens de gás que orbitam dentro do disco, eles espremem o material gasoso ao longo da borda interna de cada braço. O material empoeirado escuro é imaginado como o recolhimento de nuvens de tempestade. Estas nuvens densas desmoronam, criando um rastro de nascimento de estrelas, como visto nas brilhantes regiões de formação estelar em cor rosa. As maiores estrelas eventualmente varrem os casulos empoeirados com uma torrente de radiação, o furacão-como ventos estelares e ondas de choque das explosões de supernovas. Brilhantes aglomerados de estrelas azuis emergem do caos, iluminando os braços do redemoinho, como postes de iluminação da cidade. Mas o que causa mais espanto e questionamentos é a deformação experimentada pela forma dessa galáxia espiral na sua porção superior com vários braços entrelaçados e abaulamento de seu campo gravitacional nesta mesma região. Pergunto: Que fenômeno desconhecido provocou essa deformidade na imagem da NGC5194?  
          A Whirlpool, a Redemoinho, é uma das galáxias queridinhas da astronomia. Localizada a 31 milhões de anos-luz de distância, na constelação Canes Venatici (os cães de caça), a Whirlpool tem uma bela face à vista e a proximidade com a Terra permite aos astrônomos estudar a estrutura de uma galáxia espiral clássica e os processos de formação estelar. Nomes dos objetos: Whirlpool Galaxy, M51, NGC 5194/5.