Visão por fótons

Como as outras estrelas, o Sol é composto principalmente de gás hidrogênio. A temperatura na superfície do Sol é de 5.538°C  (10.000°F), mas sobe para cerca de 15.000.000°C (27 milhões de graus F) em seu núcleo. A temperatura e  pressão são tão altas que lá ocorrem reações nucleares. Funde  átomos de hidrogênio, H, para formar hélio, He, e libera uma enorme quantidade de energia no processo.A energia feita em reações nucleares no núcleo do Sol viaja para fora através de camadas intermediárias do Sol. Na zona de radiação, a energia gradualmente viaja para fora repetidamente como átomos que absorvem e emitem energia produzida no núcleo. Mais perto da superfície, na zona de convecção,os  gases quentes sobem até a superfície, esfriam, e afundam novamente. Isto produz um padrão na superfície do Sol.Quase toda  a luz emitida pelo Sol vem da fotosfera, ou  da superfície visível. Na verdade, o Sol não tem uma "superfície" real porque é uma bola de gás muito quente. A camada do Sol que emite luz visível é o que vemos como a superfície solar. A maior parte desta luz está em comprimentos de onda visíveis, mas as regiões mais altas da atmosfera do Sol emitem luz que variam de raios-X  a comprimentos de onda de rádio.Você já se perguntou o que seria como ver as coisas no mundo que estão além dos limites de sua visão normal ... como raios- X ou radiação de calor. Você teria muito mais informações sobre o mundo ao seu redor. Vamos dá um passeio pelo  nosso mundo como você nunca viu antes.Se você pudesse ver além da luz vermelha, como seria o mundo? A luz antes da vermelha é chamada de infravermelha. A luz infravermelha é emitida por objetos quentes ... como você. Este tipo de luz é invisível. Todos os objetos quentes (e não apenas pessoas) irradiam no infravermelho. Objetos mais quentes emitem mais radiação infravermelha. Objetos muito quentes  irradiam outros tipos de luzes, além do  infravermelho.

Alguns animais e insetos na Terra pode ver os tipos de energia radiante que estão fora da faixa visível para os humanos. Alguns tipos de serpentes chamadas jararacas pode ver no infravermelho. Jararacas são capazes de encontrar pequenos animais para comer, mesmo na escuridão. Elas vêem a luz infravermelha emitida pelos animais. As jararacas têm pequenos buracos ao lado de seu rosto que são usados ​​para sentir a radiação infravermelha. Quando elas deslocam a sua cabeça de um lado para outro, elas acham o pequeno animal, determinando a direção da radiação mais intensa. As abelhas podem ver a luz ultravioleta. Este é um tipo de luz além do violeta ou roxo e é responsável por nos causar queimaduras solares na pele se ficarmos no Sol por muito tempo.Existem outras formas de luzes (chamada energia radiante). Algumas carregam informações para nós sobre eventos explosivos violentos no universo, algumas nos dizem sobre o nascimento de estrelas, outras nos dizem como mudam nosso Sol ao longo do tempo. Todas essas visões do  mundo seriam  nossa, se pudéssemos ver além dos limites da visão humana. A tecnologia moderna nos dá estes pontos de vista.

De onde vem a energia radiante. Para descobrir a causa da energia radiante, temos de olhar profundamente no coração da matéria. Mesmo que a matéria pareça sólida, é realmente composta de minúsculas partículas chamadas átomos. Se você pudesse encolher a um átomo e olhar para dentro, você encontraria o espaço quase vazio. No centro do átomo está um núcleo denso composto de prótons e nêutrons. Se você pudesse estar no núcleo e olhar para fora, você veria muito longe os elétrons circundando o núcleo em órbitas dispostas em conchas  chamadas camadas. Para chegar à camada, primeiro você teria que viajar para fora cerca de 10.000 vezes o diâmetro do núcleo.

Núcleo atômico - O átomos são compostos de um núcleo maciço central, rodeado por um enxame de elétrons em movimentos rápidos. O núcleo é composto de prótons e, na maioria dos casos, de nêutrons também. Quase toda a massa (mais de 99%) de um átomo está contida no núcleo denso. Um núcleo atômico é muito, muito menor que um átomo. A nuvem de elétrons que "orbita" o núcleo, define  o "tamanho" de um átomo que é aproximadamente 100.000 vezes maior que seu núcleo. Por exemplo, um átomo de hélio tem um tamanho de cerca de 1 Ångström (0,1 nanômetros ou 10 ^-10 metros), enquanto seu núcleo tem apenas 1 femtometer (10 ^-15 metros)  de diâmetro. Se você faz  um modelo em escala de um átomo com um núcleo do tamanho de uma ervilha, os elétrons movem-se em torno de um espaço maior do que um grande estádio desportivo! Um átomo é principalmente espaço vazio. O número de prótons no núcleo determina o tipo de  elemento do átomo. O número de prótons de um elemento é chamado de " número atômico ". Por exemplo, o hidrogênio tem um número atômico  um, já que todos os átomos de hidrogênio têm um próton em seu núcleo. O carbono tem 6 prótons, portanto, seu número atômico é 6; o oxigênio tem 8 prótons, portanto, seu número atômico é 8. O urânio tem 92 prótons, portanto, seu número atômico é 92. Se contarmos o número de prótons e nêutrons, nós temos a massa atômica de um átomo. A maioria dos elementos vêm em versões diferentes, chamados de " isótopos ", com diferentes números de nêutrons. Por exemplo, a forma mais comum de carbono é carbono-12,  (⁽¹² C); são isótopos de carbono que tem 6 prótons e 6 nêutrons e, portanto, uma massa atômica doze. Outro isótopo de carbono, o carbono-14, (¹⁴ C), tem 6 prótons e 8 nêutrons, por isso tem  massa atômica quatorze. O ¹⁴C é radioativo e é usado para determinar as idades das coisas velhas em uma técnica chamada "datação por carbono". Às vezes, os elétrons são despojados de um átomo. Se um átomo perde um ou mais de seus elétrons, o núcleo é chamado de íon. Íons  movendo-se  em alta velocidade formam um tipo de radiação de partículas. Esses íons são normalmente feitos de núcleos relativamente pequenos, como o núcleo de um átomo de hidrogênio (um único próton) ou um núcleo de um átomo de hélio (dois prótons e dois nêutrons). Eles podem ser muito maiores, embora, alguns raios cósmicos sejam de íons de átomos muito mais pesados. A nuvem de elétrons que "orbita" o núcleo do átomo e define o seu "tamanho" é  100.000 vezes maior que o núcleo desse mesmo átomo.Os prótons são carregados positivamente, os elétrons são carregados negativamente e os nêutrons não têm cargas. Quando você olha para o núcleo, você ver que o número de prótons abaixo de você, é igual ao número de  elétrons girando a toda velocidade acima de você. Desde que cargas opostas se atraem, os elétrons são mantidos em órbita em torno do núcleo atômico pela força de  atração eletromagnética dos prótons carregados positivamente desse mesmo núcleo. Mas como pode ser visto ao olhar por fora do átomo, as cargas negativas dos elétrons equilibram exatamente as cargas positivas dos prótons tornando o átomo eletricamente neutro. Os elétrons podem escapar de suas órbitas e libertar-se do átomo por colisões ou interações com energia radiante. O átomo, agora chamado de  íon, fica com um excesso de carga positiva.O segredo por trás da energia radiante situa-se no movimento de partículas carregadas dentro deste mundo subatômico. A energia radiante, chamada "radiação eletromagnética", é gerada  toda vez que um elétron abandona um átomo, muda sua órbita ao redor de um átomo ou vibra para frente e para trás. Através destas mudanças sofridas pelo átomo, o elétron cria um campo elétrico. É um fato observado que quando um campo elétrico está variando, aparece um campo magnético. E quando um campo magnético está variando, um campo elétrico aparece. Isto é como uma onda eletromagnética funciona e como ela é capaz de viajar distâncias imensas de estrelas distantes até  nossa pequena vizinhança solar. A variação no campo da onda elétrica produz um campo magnético que por sua vez cria um outro campo elétrico e assim por diante. Se você observar os campos elétricos e magnéticos quando a onda passa, você vai notar a alternância das mudanças dos campos para cima e para baixo. A distância espacial entre picos no campo é chamado de "onda". O número de picos por segundo que um observador observa durante a passagem em movimento de uma onda é chamado  "freqüência". Os campos elétrico e magnético da onda estão separados de 90 graus e ambos os campos apontam 90 graus para fora da direção da onda que se move.

 A forma mais familiar de energia radiante é a luz visível. Seu olho é um detector  maravilhoso da luz visível. Diferentes freqüências de luz produzem diferentes sensações nos olhos que interpretamos como cores. Os nossos olhos detectam a luz usando  componentes sensíveis a luz chamados bastonetes e cones. Os cones são usados ​​quando a luz é intensa, como durante o dia. Com os cones podemos ver diferentes cores da luz. Os bastonetes são usados quando a luz é muito fraca. Os bastonetes (Rods)  não podem detectar cores. É por isso que as coisas aparecem como tons de cinza durante a noite. Nossos olhos são os mais sensíveis à luz na parte amarela-esverdeada do espectro. Não deve ser nenhuma surpresa que os picos de luz do Sol situam-se aqui  também.Nós podemos ver apenas uma parte muito pequena da energia radiante ... a parte visível. O resto é invisível aos nossos olhos. De onde vem a energia radiante?A Terra está rodeada por um mar de energia radiante. A maioria da energia radiante que atinge a nossa Terra vem do Sol e de outros objetos da galáxia e do universo. Estrelas explodindo e objetos muito quentes emitem uma grande quantidade de luz que é invisível aos nossos olhos. As  estrelas normais irradiam, pelo menos, parte de sua energia como  luz visível. Nosso próprio Sol e as estrelas que vemos emitem uma grande quantidade de luz visível. Os objetos quentes que vemos na Terra emitem radiação infravermelha. A radiação rádio e microondas vêm de objetos muito frios ou de elétrons em movimento no espaço. Imagine que você encontrou um par de óculos especiais que não só lhe deu visão telescópica, como também lhe deu a capacidade de ver todas as formas de energias radiantes. O universo em luz visível contém todas as estrelas e galáxias conhecidas que você  vê quando você olha  para o céu noturno. A digitalização dos raios ultravioletas no seu curso para os raios gama, faria você começar a ver os eventos cada vez mais violentos (como estrelas explodindo e os buracos negros). A digitalização para baixo do infravermelho no seu caminho para as ondas de rádio ver os eventos de menor energia: plantas, animais, pessoas e edifícios que irradiam energia de calor, grãos de poeira interestelar que irradiam para o espaço, os elétrons em movimento no espaço, a radiação de microondas deixada pelo nascimento do universo. Nós podemos realmente olhar para todos os tipos de luzes que atingem a Terra com a ajuda de grandes telescópios situados acima da atmosfera em naves espaciais, foguetes e balões.

 Como os fótons são gerados?

Qualquer átomo pode ser considerado como formado por um núcleo em torno do qual se movem pequenas partículas, os elétrons. O movimento dos elétrons não se processa de um modo qualquer; são permitidos apenas certas classes de movimentos, e a cada uma delas está associada uma certa quantidade de energia. Quanto mais próximos estão os elétrons em relação ao núcleo, menor é a energia do átomo. Diz-se que o átomo está no estado fundamental quando possui a menor energia possível. Se sua energia aumenta, ele passa a um de seus vários estados excitados, que correspondem a níveis de energia mais elevados. Um átomo está normalmente no estado fundamental, mas pode passar a um estado excitado se absorver energia. Há vários modos de produzir a excitação: pela passagem de uma descarga elétrica no material, pela absorção de luz, pelos choques entre átomos, que ocorrem a altas temperaturas.O átomo sempre tende a voltar ao estado energético mais baixo. Quando ele passa de um nível excitado ao estado fundamental, a diferença de energia deve ser liberada. Ocorre então emissão de luz de outra radiação eletromagnética. De acordo com a teoria quântica, essa radiação é emitida do átomo sob forma concentrada-como uma espécie de partícula, o fóton.Fótons de uma luz pura, de um único comprimento de onda (luz monocromática) são iguais entre si: todos eles transportam a mesma energia.Na maioria dos casos, o estado excitado tem uma vida muito breve, da ordem de 10 nanosegundos (1ns = 10^-9s). E logo o átomo retorna ao estado fundamental.

O Espectro Eletromagnético E Os Observatórios Espaciais

O espectro eletromagnético

A radiação eletromagnética pode ser descrita como um fluxo de fótons, cada um viajando em um padrão semelhante a ondas, levando energia e movendo-se à velocidade da luz. A  única diferença entre as ondas de rádio, luz visível e raios gama é a energia dos fótons. As ondas de rádio têm fótons com menor energia. As microondas ter um pouco mais energia do que as ondas de rádio.As ondas infravermelhas tem ainda mais, seguida pelas ondas  visível, ultravioleta, raios-X e raios gama. A quantidade de energia de um fóton pode fazer com que se comportem mais como uma onda, ou mais como uma partícula. Isso é chamado de " dualidade onda-partícula "da luz. É importante compreender que não estamos falando de uma diferença no que a luz é, mas em como ela se comporta. Fótons de baixa energia (como os fótons de rádio) se comportam mais como ondas, enquanto que os fótons de maior energia (tais como raios-X) se comportam mais como partículas. O espectro eletromagnético pode ser expresso em termos de comprimento de onda de energia, ou freqüência. A maneira de pensar sobre o espectro eletromagnético está relacionado com os outros de uma forma matemática precisa. As relações são:

o comprimento de onda é igual à velocidade da luz dividida pela freqüência
ou

lambda = c / nu

 e a energia é igual a constante de Planck vezes a freqüência

ou
E = hx·nu

As letras lambda e nu do alfabeto grego são usadas ​​por cientistas em vez de l e f). Tanto a velocidade da luz como a constante de Planck são realmente constantes - elas nunca mudam de valor. A velocidade da luz no vácuo é igual a 299.792.458 m / s (186.212 milhas / segundo). A Constante de Planck é igual a 6,626 x 10 ^-27 erg-segundos.

Observatórios espaciais em diferentes regiões do espectro eletromagnético

VLBA

 Os Rádio-Observatórios

As ondas de rádio podem propagarem-se através do ambiente da Terra sem obstáculos significativos. Na verdade, os telescópios de rádio, os rádios-telescópios, podem observar mesmo em dias nublados. No entanto, a disponibilidade de um rádio-observatório espacial complementa os rádios-telescópios terrestres em alguns aspectos importantes. Há muitos rádios-observatórios no espaço. A maioria deles estuda as ionosferas dos planetas até 3 x 10^-4 Hz. Alguns têm sido usados ​​para monitorar os sinais de rádio emitidos por terremotos. Uma técnica especial usada ​​em rádio-astronomia é chamada "interferometria". Os rádios-astrônomos podem combinar dados de dois telescópios que estão muito distantes entre si e criar imagens que têm a mesma resolução como se tivesse um único telescópio tão grande quanto a distância entre os dois telescópios. Isto significa grupos de radio-telescópios podem ver detalhes incrivelmente pequenos. Um exemplo é o Very Large Baseline Array (VLBA), que consiste de 10 radio-telescópios fixados em Havaí e Porto Rico, cerca de um terço do caminho ao redor da Terra. Ao colocar um rádio-telescópio em órbita ao redor da Terra, os rádios-astrônomos podem fazer imagens como se tivesse um rádio telescópio do tamanho de todo o planeta. Isso, e mais ainda, foi efetuado pelo (VSOP) Observatório Espacial do Programa Very Long Baseline Interferometry (VLBI). A missão japonesa foi lançada em fevereiro de 1997, renomeada HALCA pouco tempo depois. A missão durou até novembro de 2005, superando o esperado três anos de vida. Este rádio-telescópio virtual tem uma abertura cerca de três vezes o tamanho do raio da Terra, e trabalhou em conjunto com observações terrestres de radiotelescópios em rede. 

Os Observatórios  de Microondas

COBE

 O céu é uma fonte de microondas em todas as direções, na maioria das vezes referidas como microondas de fundo. Neste contexto é o remanescente do "Big Bang", um termo usado para descrever o início do universo. Muito tempo atrás, toda a matéria existente estava compactada em uma pequena bola quente. A bola expandiu e se tornou o nosso universo quando  ela esfriou. Desde o Big Bang, que se estima ter ocorrido há 13,7 bilhões de anos, ela esfriou por todo este tempo para apenas três graus acima do zero absoluto. É este "três graus" que medimos como plano de fundo de microondas. De 1989 a 1993, a Cosmic Background Explorer (COBE) fez medições muito precisas da temperatura de microondas de fundo. COBE mapeou as microondas de fundo  por completo, mediu cuidadosamente diferenças muito pequenas nas temperaturas a partir de um lugar para outro. Os astrônomos tinham muitas teorias sobre o início do universo, e suas teorias previam como as microondas de fundo se assemelhavam. As medições muito precisas feitas pelo COBE eliminou um grande número de teorias sobre o Big Bang. Dr. John Mather (NASA) e Dr. George Smoot (University of California, Berkeley), ganhou o Prêmio Nobel de Física de 2006 por seu trabalho no COBE. O Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), lançado no verão de 2001, mediu as flutuações de temperatura de radiação de fundo de microondas cósmicas por todo o céu com precisão ainda maior. O WMAP respondeu questões fundamentais, tais como: a) Quais são os valores dos parâmetros cosmológicos da teoria do Big Bang? b) Como se formaram as estruturas de galáxias no universo? c) Quando foi que se formou  a primeira estrutura de galáxias? WMAP funcionou até outubro de 2010.

JWST

Os Observatórios de infravermelhos

O mais recente observatório de infravermelho atualmente em órbita foi o Infrared Space Observatory (ISO), lançado em novembro de 1995 pela Agência Espacial Europeia, e funcionou até maio de 1998. Ele foi colocado em uma órbita elíptica com um período de 24 horas que o mantinha em vista as estações terrestres em todos os momentos. Este arranjo foi necessário porque o ISO transmitia observações  em vez de armazenar informações para posterior reprodução. O ISO observava em 2,5-240 microns. Em agosto de 2003, a NASA lançou o Telescópio Espacial Spitzer, conhecido anteriormente como  Telescópio Espacial Infravermelho Mecânico (SIRTF). O Spitzer usa um sistema de refrigeração passivo, o que significa que irradia para fora seu próprio calor em vez de exigir um sistema frigorífico ativo como a maioria dos outros observatórios espaciais de infravermelho. Ele foi colocado em uma órbita heliocêntrica atrelada a Terra, onde não têm de lidar com ocultação de fontes da Terra, ou com o ambiente comparativamente quente no espaço próximo à Terra. Outro importante Observatório Estratosférico em Infravermelho para Astronomia é o (SOFIA). Embora SOFIA não esteja instalado em órbita, é transportado dentro de um avião 747 voando a uma altitude suficientemente bem acima da maioria do infravermelho atmosférico da Terra que absorveria estes raios. SOFIA substitui o Kuiper Airborne Observatory. O James Webb Space Telescope (JWST) será um grande telescópio infravermelho com um espelho primário de 6,5 metros. O lançamento está previsto para 2015. JWST vai estudar cada fase da história do nosso universo, que vão desde o primeiro brilho luminoso após o Big Bang, a formação de sistemas solares capazes de suportar a vida em planetas como a Terra, até  a evolução do nosso próprio Sistema Solar.O JWST era anteriormente conhecido como o "Telescópio Espacial da Próxima Geração" (NGST).

HUBBLE

Os Observatórios de Espectro  Visual

O observatório apenas visual em órbita no momento é o Telescópio Espacial Hubble (HST). Como os rádios-observatórios espaciais, há observatórios do espectro visual no solo. No entanto, o Hubble tem várias vantagens especiais sobre eles. A maior vantagem do HST  é que ele não sofre de visão distorcida do ar porque ele está acima da atmosfera da Terra. Se todo o ar estivesse à  mesma temperatura acima de um telescópio e não houvesse vento, ou se o vento fosse perfeitamente constante, os telescópios teriam  uma visão perfeita através do ar. Infelizmente, não é assim que funciona a nossa atmosfera. Existem pequenas diferenças de temperatura, mudanças de velocidade do vento, diferenças de pressão, e assim por diante. Isso faz com que a luz que passa através do ar oscile ligeiramente. Ela fica um pouco torta, assim como a luz é dobrada por um par de óculos. Mas, ao contrário de óculos, dois feixes de luz vindo da mesma direção não ficam muito dobrados da mesma maneira. Você provavelmente já viu isso antes - olhando ao longo do topo da estrada em um dia quente, tudo parece mais brilhante sobre a superfície da estrada aquecida. Este efeito desfoca a imagem vista pelos telescópios, limitando a sua capacidade para resolver os objetos. Em uma boa noite em um observatório numa montanha alta, a quantidade de distorção causada pela atmosfera pode ser muito pequena. Mas o Telescópio Espacial não tem distorção da atmosfera. Sua visão perfeita lhe dá muitas e muitas vezes as imagens mais claras do que mesmo os melhores telescópios terrestres nas melhores noites. Outra vantagem do HST é que sem a forma da atmosfera, ele pode ver uma porção muito mais ampla do espectro. Além do espectro visível, ele também pode ver a luz ultravioleta que normalmente é absorvida pela atmosfera terrestre e não pode ser vista por telescópios comuns.

IUE

Os Observatórios do Ultravioleta

Por agora, não há observatórios espaciais dedicados ao ultravioleta. O Telescópio Espacial Hubble pode efetuar uma grande quantidade de observações de comprimentos de onda ultravioletas, mas tem um campo de visão relativamente pequeno. De janeiro de 1978 a setembro de 1996, o International Ultraviolet Explorer (IUE) funcionou e observou a radiação ultravioleta. Seu final operacional, embora lamentável, não foi  prematuro: o IUE foi lançado para funcionar por apenas três anos. O IUE funcionava como um observatório terrestre regular, com uma exceção: o operador de telescópio e cientista não chegou a visitar o telescópio, mas enviou os comandos a partir do solo. Além de alguns cuidados na seleção de materiais para filtros, um telescópio de UV (ultravioleta) como o IUE é muito parecido com um telescópio de luz visual comum. Além do IUE, tem havido algumas recentes importantes missões espaciais no UV. Um pacote de transporte reutilizável, ​​chamado Astro, foi levado duas vezes no compartimento de carga do ônibus espacial. Ele consistia de um conjunto de três telescópios UV. Ao contrário do  HST, os astros-telescópios UV  tinham campos muito grandes de vista, para que eles pudessem tirar fotos de objetos maiores no céu, como galáxias. Por exemplo, se o telescópio espacial Hubble e os astro-telescópios fossem usados ​​para observar o cometa Hale-Bopp, Hubble seria capaz de tirar fotos espetaculares do núcleo do cometa. Os astro-telescópios seriam capazes de tirar fotos de todo o núcleo do cometa, e a cauda.

SDO

Os Observatórios  de  Ultravioleta  Extremo

Atualmente, alguns estudos no ultravioleta extremo estão sendo realizados pelo Observatório Dinâmico Solar (SDO), lançado em fevereiro de 2010. É a primeira missão a ser lançada pela NASA (LWS), que é projetada  para compreender as causas da variabilidade solar e seus impactos na Terra. Alguns exemplos dos estudos incluem observação do interior do Sol, sua atmosfera e campo magnético, o plasma da coroa, e a irradiação que criam as  ionosferas dos planetas no sistema solar. Um observatório ultravioleta foi o (ALEXIS) . Depois de 12 anos em órbita, o satélite ALEXIS chegou ao fim da sua carreira. Seus painéis solares degradados encarregados da  produção, capacidade e duas das quatro baterias falharam. Em 29 de abril de 2005, seus painéis solares foram intencionalmente descartados para longe do Sol, colocando o sistema de Alexis no estado mais baixo de energia para fins de segurança, que após isso deixou de ser rastreado. Embora o nome insinui que ele era um Observatory de Raios-X, a faixa de energia exploradas pelo ALEXIS situava-se na extremidade  mais baixa do espectro de raios-X, muitas vezes consideradas como ultravioleta extremo. ALEXIS foi lançado em  25 de abril de 1993 por um foguete Pegasus. Durante o lançamento, a chapa de charneira que apoiava um dos painéis solares quebrou. No entanto, o satélite sobreviveu. O painel permaneceu conectado ao satélite através de cabos elétricos e uma corda, de modo que ainda era capaz de fornecer a energia necessária para o satélite. ALEXIS girava  sobre um eixo apontado aproximadamente em direção ao Sol. Forneceu mapas do céu em uma base diária, sempre que o satélite não estava em uma órbita 100%  solar. Estes mapas do céu foram usados para estudar emissões de raios-X difusos, monitorar o brilho de objetos conhecidos como EUV e detectar objetos transitórios. O primeiro observatório de ultravioleta extremo foi o Explorador Ultraviolet Extreme (EUVE). O observatório funcionou a partir de junho de 1992 a janeiro de 2001. Os astrônomos estavam um pouco relutantes em explorar a partir do espaço nos comprimentos de ondas do ultravioleta extremo desde que a teoria sugere fortemente que o meio interestelar (os traços minúsculos de gases e poeiras entre as estrelas) absorveria a radiação nesta porção do espectro. No entanto, quando o Explorer Ultravioleta Extreme (EUVE) foi lançado, as observações mostraram que o sistema solar está localizado dentro de uma bolha no meio interestelar local. A região em torno do Sol é  relativamente desprovida de gás e poeira que permite que os instrumentos do EUVE  pudessem ver  muito mais longe do que previa a teoria. 

CHANDRA

Os Observatórios de Raios-X

A NASA lançou um novo satélite astronômico de raios-X, o Chandra X-ray Observatory (CXO) , em julho de 1999. Ele orbita a Terra em uma órbita alongada que atinge mais de um terço da distância até a Lua. Esta órbita permite observações ininterruptas por muito tempo, até 55 horas. Chandra é desenhado para observar regiões do espaço de altas energias, como nebulosas. Também é capaz de criar imagens que são 25 vezes mais nítidas do que qualquer telescópio de raios-X que o precedeu. A Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) foi lançado em 30 de dezembro de 1995. O RXTE é capaz de fazer medições de tempo muito precisas de objetos em raios-X, particularmente aqueles que mostram padrões em suas emissões de raios-X em períodos de tempo muito curtos, como certos tipos de sistemas de estrelas de nêutrons e pulsares. O Suzaku foi lançado pelo Japão em julho de 2005. Foi desenvolvido em conjunto pelo Instituto de Espaço e Ciência Astronáutica do Japão, Japon Aerospace Exploration Agency (JAXA) e Goddard Space Flight Center da NASA. Os astrônomos estão usando o Suzaku no estudo de  galáxias,  buracos negros, remanescentes de supernovas e aglomerados de galáxias. A Europa também teve participação no campo de observação de raios-X, começando com o satélite EXOSAT  na década de 1980. Mais recentemente, existe a Agência Espacial Europeia (ESA) Missão Multi-Espelhada de Raios-X, hoje conhecida como XMM-Newton. Como Chandra, foi lançado em 1999. Recentemente, foi utilizado para observar fontes ultraluminosas de raios-X e encontrar evidências de buracos negros de massas intermediárias. Alguns observatórios de raios-X que não estão mais em operação incluem o ROSAT, que foi um joint venture entre os Estados Unidos, Alemanha e Reino Unido, o Satélite Avançado de Cosmologia e Astrofísica (ASCA) , um empreendimento conjunto EUA-Japão, o módulo astrofísico Kvant, que foi anexado à Estação espacial russa Mir, que completou a sua missão e foi levada para fora de órbita e cair na Terra em março de 2001; e Beppo SAX , um satélite de raio-X italiano. 

INTEGRAL

Os Observatórios de Raios Gama

Swift é uma parte do Programa Explorador da NASA concebido com a ajuda de universidades americanas e os parceiros internacionais da NASA. Foi lançado em novembro de 2004. Swift estudou explosões de raios-gama e é capaz de rapidamente apontar o seu estreito campo de raios-X e detectores ópticos na direção de explosões de raios-gama que são detectados pelos seus detectores de grande campos. O Telescópio Espacial de Raios-Gama Fermi é o mais recente observatório de raios-gama de alta energia lançado pela NASA. Ele é projetado para estudar os fenômenos energéticos a partir de uma variedade de fontes celestes. Fermi é uma colaboração entre a NASA, o Departamento de Energia e comunidades científicas em seis outras nações. Fermi estudos uma grande variedade de objetos de raios-gama, incluindo os pulsares, buracos negros, galáxias ativas, emissões de raios-gama difusas e explosões de raios-gama. Enquanto em desenvolvimento, o satélite era conhecido como o Telescópio Espacial de Raios-Gama de Grande Área (GLAST). A missão européia INTEGRAL (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) foi lançada em Outubro de 2002, e é o primeiro observatório espacial que pode coletar dados no espectro visível, de raios-X e de raios-gama. Tem como alvo explosões de raios-gama, de supernovas e buracos negros. O Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) foi lançado pelo ônibus espacial, em abril de 1991 e saiu de órbita em junho de 2000. Os instrumentos do observatório foram dedicados a observar o céu em raios-gama, incluindo a localização de fontes de explosão de raios-gama, monitoramento de erupções solares altamente energéticas e outros fenômeno astrofísicos. Uma descoberta inesperada que Compton fez foi a observação de eventos de explosão de raios-gama provenientes da própria Terra, na parte superior de sistemas de tempestades. A causa não é conhecida, mas atualmente é suspeita de estar relacionada com "sprites", que são relâmpagos que saltam para cima do topo das nuvens para a estratosfera superior. Fermi continua a monitorar e estudar esse fenômeno. O observatório russo de raios-gama Granat esgotou seu combustível de controle. Sua última manobra, em 1994, foi iniciar um registro que lhe permitiu realizar um levantamento de todos o céu continuamente até novembro de 1998. 

As Quadrântidas

Uma chuva de meteoros pouco conhecida chamada Quadrântidas começa suas atividades no ano novo, com pico em 04 de janeiro.

Os picos de chuvas de meteoros Quadrântidas ocorre em 04 de janeiro. Espere 3 horas para que a Lua se esconda, deixando algumas horas de céu escuro de visualização.Desfrutar de uma chuva de meteoros só exige conforto e paciência. O Editor Sênior Michael E. Bakich dá dicas sobre como passar uma noite sob "estrelas cadentes". A chuva anual de meteoros Quadrântidas é um dos melhores do ano. Em 2012, o chuveiro será bem visível. A chuva é mais ativo à noite de 03 de janeiro e a manhã de 4 de janeiro.Boa parte da noite a Lua intercederar e boicotar nossos planos restando apenas quase 3 horas para observar sob um céu escuro. Durante esse tempo, não só você vai ver meteoros brilhantes com facilidade, mas a partir de um local escuro você vai contar também com um bom número de "estrelas cadentes "mais fracas. Os astrônomos estão prevendo que as Quadrântidas atingirá o pico em torno de 02:00 de 04 de janeiro. Que o tempo funciona melhor para a América do Norte, especialmente considerando que a Lua vai definir cerca de uma hora mais tarde. Caçadores de meteoros devem manter ficar atentos para tantas horas como possível, no entanto, porque a atividade de previsão de meteoros não ser uma ciência exata. Se o tempo não estiver aberto no dia 04, não se preocupe. As Quadâantidas são ativas de 28 de dezembro a 12 de janeiro, embora a taxa horária de meteoros diminui à medida que se afastam da  noite de pico. Você vai precisar de um céu claro e escuro para ver mais do que apenas poucas Quadrantidas. "Dark"(escuro) significa pelo menos 40 milhas (60 km) das luzes de uma cidade grande. Você não vai precisar de um telescópio ou mesmo binóculo.

 O editor da revista Astronomy  Raymond Shubinski, que tem observado mais de 100 chuvas de meteoros, falou sobre um ponto importante: "conta Comfort ao observar chuvas de meteoros", diz Shubinski. "Mais importante, você deve manter-se aquecido. A observação não é uma atividade física - você só vai estar de pé ou sentado ". Quando você estiver pronto para começar a observar sente-se em uma cadeira de jardim, de preferência uma que incline. Para ver o número máximo de meteoros, basta olhar para cima. Olhando em volta não vai doer nada. Shubinski informa os observadores para fazer uma contagem de meteoros. "Ao fazer isso", diz ele, "você vai ter uma boa idéia de como seu local se compara com locais de observação em todo o mundo." Quantas Quadrântidas você vai ver? Mais anos sob condições clara sem lua, os observadores contam cerca de 120 meteoros/ hora em um local escuro. Que a média desta chuva - duas estrelas cadentes/minuto. De um ano para o outro, no entanto, esse número pode variar de 60-200.Observe que esta mesma chuva se repete a cada ano nos mesmos dias do mês – há uma ligeira correção – e tem origem no mesmo local do céu. Isto se deve a passagem da Terra pelos estilhaços deixados pelo esfacelamento de um corpo celeste, por um grande meteoro.  A chuva de estrelas cadentes é radiante (o ponto no céu a partir do qual todos os meteoros parecem originar-se) encontra-se na parte norte da constelação de Boötes do Pastor, que vai ficar quieto no céu oriental à meia-noite e ao amanhecer. As Quadrântidas recebeu o seu nome de uma constelação extinta, Quadrans muralis - Quadrante Mural, que outrora ocupava esta região do céu.

 Fatos sobre as Quadrântidas

Quadrans muralis agora extinta constelação Quadrante Mural originalmente sentava-se entre o pé direito de Hércules, a mão esquerda de Boötes, e Draco. Ela representava o quadrante mural do astrônomo francês Jérome Lalande (1732-1807). Lalande usou seu quadrante para mapear cerca de 50.000 estrelas enquanto no Collège de France. O francês J. Fortin introduzido Quadrans muralis como uma constelação em seu atlas de 1795. A chuva de meteoros Quadrântidas originou-se de um asteróide perto da Terra chamado 2003 EH. Embora os astrônomos classificassem 2003 como um asteróide EH, a maioria acredita que ele seja um cometa morto. Os primeiros observadores  reconheceram os Quadrantidas como uma chuva de meteoros anual em 1839.

 Fatos sobre a chuva de meteoros

 Meteoros são pequenas partículas de rocha e terra metálicas encontros durante a sua órbita em torno do Sol. No espaço, estas partículas são chamadas de "meteoróides." Quando eles queimam na atmosfera, eles são chamados de "meteoros." Se eles sobreviverem ao fogo ardente na passagem através do nosso cobertor grosso de ar  da Terra, eles se tornam "meteoritos". A maioria de chuvas de meteoros são provenientes de cometas. Quando um cometa experimenta oscilações em torno do Sol, deixa um rastro de detritos (meteoróides pequeno). Às vezes, a órbita dos escombros cruza a órbita da Terra. Quando a Terra cruza com este fluxo de partículas, presenciamos uma chuva de meteoros. Nenhum meteorito conhecido veio de uma chuva de meteoros - as partículas são muito pequenas

Fatos interessantes sobre os meteoros

Para ser visível, um meteoro deve está dentro de (120 milhas) 200 km de um observador. Os meteoros se tornam visíveis a uma altura média de (55 milhas) 90 km. Quase todos  queimam-se (carbonizam-se) antes de atingir uma altitude de (50 milhas) 80km. O meteoro brilhante típico é produzida por uma partícula com uma massa inferior a 1 grama e um tamanho não maior que uma ervilha. A taxa de chuva diúrna – de hora em hora - é de aproximadamente 6 meteoros/ hora. Um meteoróide entra na atmosfera da Terra a velocidades entre (50.000 e 165.000 mph) 81,000-265,000 km / h. 

O Que É LASER?

O que é laser?

Muitas invenções úteis usam lasers. Assim como muitas invenções para nos entreter.

Fig.1

• Leitores de CD e DVD utilizam lasers.
• Leitores de código de barras em lojas usam lasers.
• Os médicos usam lasers para fazer cirurgia delicada, como cirurgia ocular.
• Lasers transportam sinais de TV e telefone através de cabos especiais.
• Metalúrgicos usam lasers para corte e solda de metal em tudo, desde postes de iluminação de rua para carros.
• Trabalhadores em fábricas de vestuário usar lasers para cortar centenas de camadas de tecido de uma só vez.Fig.1.

Lasers são uma forma especial de luz. Luz laser não existe na natureza. Apenas a tecnologia humana pode criar luz laser.

Então, o que é luz natural ou “normal”?

A luz comum, como a luz solar, é composta de diferentes comprimentos de ondas, ou cores, da luz.

Fig.2

 (Por favor note que os comprimentos de ondas nestes desenhos não estão em escala.)

Se você colocar todas as cores diferentes juntas, você obtém luz branca.

. . . e por que a luz do laser é diferente?

Primeiro, a luz colorida de um laser contém exatamente um comprimento de onda, em vez de um monte de diferentes comprimentos de ondas. Os cientistas dizem que a luz laser é "monocromática", significando uma cor.

Fig.4

 Segundo, todos os comprimentos de onda estão em fase. Isto é, eles estão todos "acenando" juntos, como uma bem cronometrada "onda"de torcedores  em um jogo de futebol. Todas as cristas das ondas (pontos altos) e baixos (pontos baixos) estão alinhados. Os cientistas dizem que a luz do laser é "coerente". Fig.2.

Fig.5

E terceiro, ondas de luz a partir de fontes comuns (tais como lanternas, lâmpadas, ou o Sol) se espalham em todas as direções. . .Figs.4 e 6.

 . . . ondas de luz de laser viajam todas na mesma direção, exatamente paralelas umas  as outras. Isto significa que os feixes de luz laser são muito estreitos e podem ser concentrados em um ponto minúsculo. Os cientistas dizem que a luz do laser é "colimada".Fig.5.

Fig.6.

Lasers espaciais!

Fig.3

 Os lasers também estão encontrando muitos novos usos em missões espaciais. Não, não em sabres de luz como em Star Wars! Por um lado,os  lasers podem ser usados em um aparelho chamado espectrômetro.Fig.3. Um espectrômetro utiliza a luz para identificar a composição química da matéria. Por exemplo, quando a luz passa através de um gás, o gás absorve certas cores, ou comprimentos de onda, de luz. Os gases absorvem diferentes comprimentos de ondas. Assim, a luz que sai do outro lado de uma nuvem de gás terá uma "impressão digital." Um único espectrômetro pode ler a impressão digital e identificar o gás. Por exemplo, um espectrômetro "olhando para" a luz solar que passou através do ar acima de uma cidade pode detectar se o ar contém gases, incluindo toda a poluição de carros e fábricas. Um novo tipo de espectrômetro a laser pode ir ainda mais longe e medir exatamente quanto de um gás está presente. Quer procurar sinais de vida em Marte? Uma maneira é olhar para o metano. O metano é um gás produzido por seres vivos, como bactérias. Mesmo pequenas quantidades de metano em Marte poderia significar que algo está bem vivo! Vamos dizer que os cientistas enviam seus espectrômetros espaciais para Marte, como parte de uma missão ou lander rover. Os cientistas sabem que o metano e somente o metano absorve um determinado comprimento de onda da luz. Então, como sintonizar uma estação de rádio, que "afina" seu espectrômetro a laser para esse comprimento de onda exata. O espectrômetro de feixe a laser mira uma rocha distante, através do ar marciano, saltando fora da rocha, e brilhando de volta para o “olho” do espectrômetro. Se a luz que retorna do laser é mais fraca, isso só pode significar que o metano na atmosfera marciana absorveu um pouco da energia. E a quantidade de energia absorvida diz quanto metano está presente.

Um espectrômetro utiliza a luz para identificar a composição química da matéria.

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.