Andrômeda mais perto da Via Láctea

Qual é a grande galáxia mais próxima da Via Láctea?  Andrômeda. Na verdade, nossa galáxia é imaginada semelhante a Andrômeda. Juntas, essas duas galáxias dominam o Grupo Local de galáxias. A luz difusa de Andrômeda é causada pelas centenas de bilhões de estrelas que a compõe. As várias estrelas distintas que cercam a imagem de Andrômeda  são realmente as estrelas em nossa galáxia que estão bem na frente dela. Andrômeda é frequentemente referida como M31, uma vez que é o 31º objeto na lista de Messier do céu difuso. M31 está tão distante que leva cerca de dois milhões de anos para a luz chegar até nós a partir desta galáxia. Embora visível sem ajuda, a imagem acima de M31 é um mosaico digital de 20 quadros tomados com um pequeno telescópio. Muito sobre M31 permanece desconhecido, incluindo quanto tempo exatamente vai demorar a se chocar com nossa galáxia. Sabemos que ‘massa atrai massa’,  e quanto mais próximas elas ficarem, maior a atração gravitacional, e menor o tempo de aproximação, numa escala que não podemos (logaritmo? Exponencial?) prever dado os poucos conhecimentos nessa área de astronomia. Pela fotografia podemos observar que os dois discos das galáxias não estão mo mesmo plano. O cientista Hubble descobriu através de chapas espectrais que M31 está vindo em nosso sentido – o espectro é azulado – mas, não soube precisar a inclinação dessa aproximação, é o mesmo que ocorre da previsão de passagem de meteoros vindo no sentido da Terra. Dizer a verdade, M31 não vai se chocar com a Via Láctea, até provarem o contrário. Muitas definições em Astronomia estão equivocadas, precisam de mais exatidão. Editor Paulo Gomes Pereira.   

A Grande Nuvem de Magalhães

O navegador Português do século 16 Fernão de Magalhães e sua tripulação tinham muito tempo para estudar o céu do hemisfério sul durante a primeira circunavegação do planeta Terra. Como resultado, dois objetos nebulosos facilmente visíveis para skygazers do hemisfério sul são conhecidos como as Nuvens de Magalhães, agora a ser entendidas como galáxias satélites da nossa muito maior galáxia espiral Via Láctea. Cerca de 160.000 anos-luz distante, na constelação de Dourado, a Grande Nuvem de Magalhães (LMC) é vista aqui em uma imagem de colorido profundo. Abrangendo cerca de 15.000 anos-luz ou menos, é a mais maciça das galáxias satélites da Via Láctea  e é a casa da supernova mais próxima nos tempos modernos, SN 1987A.  A outra parte proeminente abaixo do centro é de 30 Doradus, também conhecida como a magnífica Nebulosa da Tarântula, é uma região de formação de estrelas gigante com cerca de 1.000 anos-luz de diâmetro. Editor Paulo Gomes de Araujo Pereira. 

As cepheids do outro lado da Via Láctea

Cinco estrelas notáveis ​​do outro lado da nossa galáxia prometem uma nova visão sobre os limites exteriores da nossa própria casa. Cinco estrelas de classe Cepheid (foto - pontos amarelos na parte superior ) foram encontradas além dos braços espirais mais distantes da Via Láctea, no lado oposto do Sistema Solar. Cefeidas pode ser usadas como faróis de medição, ou "velas padrões", de distâncias cósmicas. A imagem do telescópio espacial Hubble pode capturar dezenas de galáxias distantes, mas uma galáxia que nunca vamos ver do lado de fora é a nossa. Como resultado, ninguém sabe o tamanho e a forma exata da Via Láctea. Demorou mais de um século após a descoberta da primeira espiral no espaço antes que os astrônomos estabelecessem que a nossa galáxia é uma espiral, também, e mais anos se passaram antes que eles deduzissem que habitamos uma espiral barrada - um tipo cuja região central brilhante é alongada. Agora, pela primeira vez, os observadores detectaram cinco estrelas do outro lado da galáxia, que servem como bitolas em circulação, um feito que vai divulgar segredos sobre terras incógnitas da Via Láctea. "É uma bela peça de astronomia clássica", diz Leo Blitz, astrônomo da Universidade da Califórnia, Berkeley, que não esteve envolvido na descoberta. Os pesquisadores, na África do Sul e no Japão, descobriu cinco estrelas conhecidas como cefeidas brilhando no lado oposto do disco da Via Láctea, 72.000 a 99.000 anos-luz da Terra. Todas as cinco estrelas estão por trás do centro da galáxia, que está, na constelação de Sagitário cerca de 27.000 anos-luz de nós. Cefeidas têm estrelado inúmeras descobertas astronômicas porque revelam uma quantidade crucial: a distância celestial. A Cepheid é uma supergigante amarela - uma estrela tão quente como o sol, mas muito mais luminosa - que pulsa periodicamente, expandindo-se e se contraindo para que suas ceras de luz diminua. Assim como uma tuba ressoa em um tom de menor frequência e mais profundo do que a trombeta, portanto, uma grande e luminosa Cepheid leva mais tempo a pulsar do que uma Cepheid menor. Assim, apenas a medição período de medição de pulsação de uma Cepheid indica a quantidade de luz que a estrela emite. Comparando essa luminosidade com o quão brilhante a Cepheid parece revela a sua distância da Terra - quanto mais distante da estrela, mais fraca parece. Localização - As Cefeidas inicialmente sugeriu-se que eles tinham vindo da Galaxy Anã de Sagitário nas proximidades e que a gravidade da Via Láctea está rapitando-as. " Ficamos muito surpresos ao descobrir que estas [ estrelas ] não têm as velocidades adequadas para isso", diz Michael Feast, astrônomo da Universidade da Cidade do Cabo. Usando o Grande Telescópio Sul Africano ( SALT ) os astrônomos mediram o  deslocamentos Doppler das estrelas em comprimentos de onda infravermelhos, que penetram poeira no disco da galáxia. As velocidades derivadas dos desvios Doppler indicou que todos as cinco Cepheids pertencem à nossa galáxia. Os astrônomos relataram sua descoberta em 15 de maio questão na Nature. As estrelas estão bem acima e abaixo do plano galáctico. Cefeidas são sempre bastante jovens – nascidas a menos de 130 milhões de anos atrás - e estrelas jovens normalmente residem dentro de apenas algumas centenas de anos-luz do plano galáctico. As cinco Cepheids distantes estão de 2.900 a 6.800 anos-luz acima ou abaixo do plano, sugerindo que o lado mais distante do disco estelar da Via Láctea está oculto, como a grande final de um trompete. Esta descoberta faz sentido, no entanto, porque o gás interestelar, que produz estrelas jovens, também estão ocultos na periferia da galáxia. "É emocionante ver esses jovens objetos no caminho até lá", diz Thomas Dame, do Centro Harvard -Smithsonian de Astrofísica, que não está envolvido com o estudo, que usa ondas de rádio a partir de gás molecular para mapear os braços espirais como seu gás dá à luz novas estrelas. "Noventa por cento do que sabemos sobre a estrutura espiral da galáxia vem do nosso lado. Nós não sabemos muita coisa sobre o outro lado." Em 2011 Dame e seu colega Patrick Thaddeus traçou um grande braço espiral chamado Scutum - Centaurus através da Via Láctea, achando que o braço espiral sobe vários milhares de anos-luz acima do plano galáctico. Infelizmente, ao contrário das cefeidas, estas observações de rádio deu apenas distâncias brutas, e Dame diz que o mapa espiral aqui pode ser tão falho como mapas navegadores utilizados durante a época de Colombo. Ele observa que três das cefeidas têm posições semelhantes, o que sugere a ele que elas mentem como localizadas no poderoso braço de Scutum-Centaurus ; mas suas distâncias colocá-as além de sua localização no mapa, assim que o braço Scutum-Centaurus pode realmente estar mais longe do que o inicialmente estimado. Uma Cepheid ainda brilha para além da borda do disco estelar, insinuando uma outra característica espiral remota no lado mais distante da galáxia. O que é necessário para resolver estas questões? Mais cefeidas. "Cinco é um pouco infeliz," Festa lamenta. Mas ele diz que a descoberta "abre a possibilidade de que as grandes pesquisas, especialmente no infravermelho, vai jogar -se mais estrelas como estas permitirem realmente investigar a estrutura da galáxia para fora a estas distâncias." Em uma década, devemos ter uma visão melhor da nossa casa galáctica. Editor PGAPereira.  Imagem -Via Lactea.

O hidreto de hélio e a evolução do universo

Qual é o mais forte ácido possível, de modo reativo você não pode sequer medi-lo na escala de pH? Ou experimente esta: Qual é a primeira molécula que se formou no universo, antes da água, antes mesmo do hidrogênio molecular? Enquanto sua vítima está vasculhando seu cérebro, você poderia oferecer uma pista provocando: Os dois compostos são uma e a mesma coisa. A resposta inesperada é ... hidreto de hélio. Jerome Loreau, da Universidade Livre de Bruxelas chama-lhe a molécula misteriosa (ou melhor, o "íon mistérioso", uma vez que carrega uma carga elétrica), e por boas razões. Seu professor de química, provavelmente, lhe ensinou que o hélio, um gás nobre, não reage com nada, mas que acaba por ser inteiramente falsa - pelo menos, em certas condições altamente exóticas. Hidreto de hélio é tão obscuro que muitos astrônomos nunca ouviram falar dele, mesmo que ele marcou um ponto de viragem fundamental na evolução do universo. Foi o primeiro passo no nascimento da química e do surgimento de estrelas, planetas e a própria vida. O que me leva à última e mais misteriosa coisa sobre o hidreto de hélio. "Nós não podemos observá-lo", Loreau diz timidamente. "Ele apenas parece ser de algum modo invisível no espaço." Não é apenas hidreto de hélio que os pesquisadores não podem ver; as outras moléculas de primeira geração são invisíveis, também. Falta alinhar as peças da história cósmica, uma época importante conhecida, apropriadamente, como a Idade das Trevas. Caldeirão escuro - Na primeira, imediatamente após o Big Bang, o espaço era um emaranhado quente de matéria e radiação interligadas. Quando o universo se expandiu, ele constantemente se arrefeceu. Depois que ele chegou a uma temperatura de cerca de 4000 kelvins, 380 mil anos após o Big Bang, prótons poderiam se combinar com elétrons para formar átomos de hidrogênio. Ao contrário da sopa de partículas que veio antes, o hidrogênio é transparente, permitindo a passagem da radiação para iniciar a transmissão livremente pelo universo já escuro. A radiação do que o tempo ainda é facilmente detectável hoje se chama radiação cósmica de fundo.  Hidreto de hélio é tão obscuro que muitos astrônomos nunca ouviram falar dele, mesmo que ele marcou um ponto de viragem fundamental no universo. "O brilho onipresente que forneceu elementos de prova da conquista surgiu na década de 1960 para o Big Bang. A questão, por outro lado, desapareceu de vista. A próxima coisa que os astrônomos podem ver é uma população de pouco bem desenvolvidas proto-galáxias algumas centenas de milhões de anos depois. O que aconteceu durante o longo trecho entre os dois? Direita. Idade Das Trevas - Mesmo que nós não podemos ver a Idade das Trevas, temos alguma idéia do que estava acontecendo naquele instante. Modelos de o Big Bang dar um relato preciso da composição inicial do cosmos: hidrogênio, hélio, um pouco de deutério (uma forma pesada de hidrogênio) e traços de lítio. É isso aí. Como para o que eles estavam fazendo, uma vez que o universo foi se refrescando o suficiente para formar átomos de hidrogênio, foi também ficando frio o suficiente para esses elementos para começar a interagir uns com os outros e se combinando em moléculas. Em outras palavras, no dia em que o cosmos escureceu também a química no mesmo dia começou. "A química é relativamente simples. “É um laboratório químico muito limpo”, diz Phillip Stancil, da Universidade da Georgia. Como Loreau em Bruxelas, Stancil estudou hidreto de hélio, mas ele parece mais amplamente no mix da evolução de compostos no início do universo. Este trabalho é como nós sabemos que o hidreto de hélio foi o primeiro emparelhamento atômico no universo, uma atração elétrica entre um átomo de hélio e um próton, o núcleo de um átomo de hidrogênio. A presença de prótons nus é o que faz um hidreto de hélio ácido tão poderoso, pronto para combinar com qualquer coisa que cruze seu caminho. Uma vez que o hidreto de hélio apareceu, provocou a formação do primeiro hidrogênio molecular - dois átomos de hidrogênio ligados em conjunto. Outra combinação atômica rapidamente possível se seguiu, incluindo hélio-lítio e H3⁺, uma molécula de hidrogênio com três átomos, sendo que ambos são demasiados instáveis para existirem naturalmente na Terra. Vendo estrelas - A emergência da química teve um efeito transformador sobre o universo por causa de uma propriedade peculiar do hidrogênio atômico: Se você tomar uma grande nuvem de átomos de hidrogênio e deixá-lo entrar em colapso, ela fica cada vez mais quente até que toda a energia de ligação evita que elas se encolham ainda mais. Você acaba com apenas uma nuvem pequena, nada com uma estrutura definida. Um universo feito apenas de hidrogênio atômico é um universo chato. Com o hidreto de hélio, tudo começou a mudar. A partir daí surgiram as primeiras moléculas de hidrogênio, e com hidrogênio molecular, o universo moderno nasceu. "As moléculas dar um mecanismo para remover a energia durante o colapso", explica Stancil. As moléculas podem emitir radiação para fora, fazendo com que a nuvem se arrefeça e se mantenha em colapso. Moléculas de hidrogênio não são o melhor refrigerante, mas elas são boas o suficiente para permitir que nuvens de gás gigantes, milhões de vezes a massa do sol, caiam sobre si mesmas. Essas nuvens se tornaram as primeiras estrelas. Depois de centenas de milhares de anos - talvez até um milhão - a escuridão começou a se dissipar. As primeiras estrelas eram enormes, bestas instáveis ​​que rapidamente forjaram elementos mais pesados ​​em seus núcleos e, em seguida, explodiram como supernovas brilhantes. Criaram-se carbono, oxigênio e silício a partir das explosões, em seguida, se espalhou para o gás circundante, dando início à segunda fase da química cósmica. Dois novos compostos, água e monóxido de carbono, permitiram nuvens de gás para arrefecer muito mais eficientemente, formando um vasto número de estrelas menores. Partículas de poeira recém-formadas criaram superfícies sólidas que facilitaram reações químicas complexas. Um amontoado ácido de hidrogênio e hélio deu lugar a um universo de galáxias brilhantes. Algo ainda mais notável pode ter acontecido durante essa época da primeira luz. Avi Loeb na Universidade de Harvard aponta que a temperatura global do espaço era cerca de 300 graus Kelvin (cerca de 80 graus centígrados de temperatura basicamente, o que significa que todo o universo era uma zona habitável. Enquanto isso, todas essas estrelas que explodiram bombearam carbono, oxigênio, nitrogênio, fósforo ... os elementos da Biologia. Loeb imagina cada estrela que explodiu como uma incubadora, criando uma bolha de elementos vitais em torno dela, e se pergunta se o fim da Idade das Trevas foi também o momento em que o universo se tornou vivo. Os observatórios ALMA e James Webb trabalharão nessa tarefa. Editor PGAPereira. 

RIGEL explodirá como supernova em 10 milhões de anos

 Tal como a sua rival avermelhada de classe M em Orion, Betelgeuse, Rigel (Beta Orionis) é uma supergigante, embora em contraste azul (na verdade, mais azul e branco) da classe B (B8). Seu nome vem da mesma raiz de Betelgeuse, originalmente "rijl al-jauza", que significa o "pé" da al-jauza, em árabe." Para nós, a estrela representa o pé esquerdo do mítico caçador. O pé está geralmente associado a uma estrela mais fraca, Cursa (Beta Eridani). Embora Rigel, estrela beta de Orion, estrela brilhante de magnitude (0,12)  seja um pouco mais brilhante do que Alpha Orionis, Betelgeuse, talvez sugerindo que a variável Betelgeuse aparecesse no seu aspecto mais brilhante. Entre as estrelas mais brilhantes do céu, Rigel ocupa a 7ª posição em brilho visual, logo atrás de Capella de Auriga. A uma distância de 860 anos-luz (segunda redução de Hipparcos), que brilha com luz de 85.000 sóis levando em consideração sua luz ultravioleta a partir da temperatura de sua superfície de 11.500 Kelvin. As duas combinam por contar com um raio inchado 74 vezes maior do que o sol, a 0,34 unidades astronômicas, quase tão grande quanto a órbita de Mercúrio. Medida direta de diâmetro angular leva a um raio semelhante de 73 vezes o do sol, mostrando que as várias propriedades da estrela são precisas. A teoria da estrutura e evolução estelar mostra que a estrela deve ter uma massa perto de 18 vezes maior do que o sol, e indica que ela tem um núcleo de hélio morto e ainda está em uma fase de inchaço e de refrigeração. Cerca de 10 milhões de anos, Rigel deve, eventualmente, expandir-se para se tornar uma supergigante vermelha, assim como Betelgeuse muito bem é hoje, altura em que iniciará a fusão do hélio em carbono e além, em preparação para a sua eventual explosão como uma supernova. (Dadas as várias incertezas observacionais e teóricas, também é possível que a estrela tenha massa um pouco menor de 14 energia solar ou próxima, e que agora iniciou a fusão de hélio depois de já ter sido uma gigante vermelha que encolheu e aqueceu sua superfície para voltar ao capuz azul de supergigante. Em qualquer caso, uma supernova parece mais do que provável). Se e quando a faz visível afigura-se-nos tão brilhante como um quarto da Lua. Rigel é acompanhada por uma relativamente brilhante companheira de sétima magnitude a nove segundo de arco de distância. Normalmente, tal estrela é facilmente encontrada em um pequeno telescópio, mas o brilho de Rigel quase a ofusca. A companheira, a uma distância de, pelo menos, 2.500 AU (60 vezes mais distante de Rigel que Plutão está do Sol), deve durar pelo menos 25.000 anos para fazer uma órbita, e é a própria dupla (sistema Rigel BC), os componentes muito menos massivos da classe B, principais estrelas da sequência que funde hidrogênio em hélio. As estrelas da Rigel BC estão a aproximadamente 100 AU uma da outra, o que implica um período orbital de cerca de 400 anos. Além disso, existe a Rigel D de magnitude 15, que também parece pertencer ao sistema. Em uma separação de 44 segundos de arco (pelo menos 11.500 UA), essa provável anã de classe K levaria algum quarto de milhão de ano para orbitar o trio interior. Uma vez imaginada ser parte da vasta associação de estrelas azuis Orion OB1, Rigel agora parece estar muito perto de nós para a adesão real a menos que, como Betelgeuse, fora ejetada do seu sistema de nascimento. Cerca de 2,5 graus ao noroeste da estrela encontra-se uma "nebulosa azul arqueada de reflexão" chamada IC 2448 (a nebulosa Witch-Head). Apesar de, no mínimo, 40 anos-luz de distância, ela visivelmente espalha a luz feroz de Rigel, dando testemunho convincente do poder desta incrível supergigante azul. Figura – Orion. Editor PGAPereira.

Velocidade de escape

Velocidade de escape, em física, é a velocidade na qual a energia cinética de um corpo é igual em magnitude à sua energia potencial em um campo gravitacional. Ela é normalmente descrita como a velocidade necessária para "libertar-se" de um campo gravitacional; entretanto, isto não vale para objetos que tem propulsão própria, pois tal objeto pode libertar-se com qualquer velocidade maior do que zero, por exemplo mantendo uma velocidade constante de mesma direção que o peso, mas de sentido contrário. (Figura - Análise de Isaac Newton da velocidade de escape.)  Para um dado campo gravitacional e uma dada posição, a velocidade de escape é a velocidade mínima que um objeto sem propulsão precisa para se mover indefinidamente da origem do campo, em vez de cair ou ficar em órbita a certa distância da origem. Para isto acontecer o objeto não deve ser influenciado por nenhuma força significante exceto o campo gravitacional; em particular não pode haver propulsão (como em um foguete), nem haver fricção significativa (como entre o objeto e a atmosfera terrestre - estas condições correspondem à queda livre), e não há radiação gravitacional. Um aspecto um pouco contra-intuitivos da velocidade de escape é que ela é independente de direção, então "velocidade" é um termo incorreto; é uma quantidade escalar e seria mais bem descrita como "rapidez para escape" ou "velocidade escalar de escape". A forma mais simples de derivar a fórmula da velocidade de escape é usar a conservação de energia, assim: para poder escapar, um objeto tem que ter pelo menos tanta energia cinética quanto o acréscimo de energia potencial resultante de mover-se para uma altura infinita. Definida de uma maneira um pouco mais formal, "velocidade de escape" é a velocidade inicial necessária para ir de um ponto em um campo potencial gravitacional para o infinito com uma velocidade residual zero, relativa ao campo. Da mesma forma, um objeto que parte do repouso no infinito e cai em direção à massa que o atrai irá, em sua trajetória (até atingir a superfície), mover-se a uma velocidade igual à velocidade de escape correspondente a sua posição. Em geral, o ponto inicial está na superfície de um planeta ou de uma lua. Na superfície da Terra, a velocidade de escape é cerca de 11,2 quilômetros por segundo, o equivalente a 40 320 Km/h, cerca de 111 vezes mais rápido do que um carro de fórmula 1 em reta livre, ou cerca de 30 vezes mais rápido do que a velocidade do som a 25° C. Entretanto, a 9.000 km de altitude no "espaço", é pouco menor que 7,1 km/s. A velocidade de escape relativa à superfície de um corpo em rotação depende da direção que viaja um corpo que está escapando. Por exemplo, como a velocidade de rotação da Terra é de 465 m/s para o leste no equador, um foguete lançado tangencialmente do equador da Terra para o leste precisa de uma velocidade inicial de cerca de 10,735 km/s relativa à Terra para escapar enquanto um foguete lançado tangencialmente do equador para o oeste necessita de uma velocidade inicial de cerca de 11,665 km/s relativa à Terra. A velocidade superficial diminui com o cosseno da latitude geográfica, desta forma as estações de lançamento de foguetes são localizadas geralmente próximas do equador tanto quanto possível, como, por exemplo, o Cabo Canaveral americano na Flórida e o Centro Espacial Europeu da Guiana, somente cinco graus do equador, na Guiana Francesa (ou o Centro brasileiro de Lançamento de Alcântara, situada a 2°22'54,70"S, bem mais perto da linha do equador). De forma simplificada, todos os objetos na Terra tem a mesma velocidade de escape. Não importa se a massa é 1 kg ou 1000 kg, a velocidade de escape é sempre a mesma. O que muda de um caso para outro é a quantidade de energia necessária para acelerar a massa até a velocidade de escape: a energia necessária para um objeto de massa m escapar do campo gravitacional da Terra é GMm/r_o, uma função da massa do objeto (onde r₀  é o raio da Terra). Objetos mais massivos necessitam de mais energia para atingir a velocidade de escape. Enganos comuns -  A velocidade de escape é às vezes confundida com a velocidade com que um veículo autopropulsionado (como um foguete) deve atingir para deixar a órbita, entretanto este não é o caso. A velocidade de escape citada faz referência a velocidade que um objeto qualquer necessita para sair do efeito da gravidade na superfície do planeta. Porém a medida que a altitude aumenta, essa velocidade diminui. Um objeto autopropulsionado pode continuar a se afastar do planeta em qualquer direção a uma velocidade menor que a velocidade de escape. Se a velocidade do objeto for mais baixa que a velocidade de escape para dada altura e a propulsão for removida, o objeto irá cair ou entrar em órbita. Se a velocidade for igual ou acima da velocidade de escape naquele ponto, ele terá energia suficiente para "escapar" do campo gravitacional, e não irá voltar para a superfície.  Órbita - Se um corpo em queda livre, em qualquer posição, tem a velocidade de escape para aquela posição, o mesmo vale para a órbita completa. Se a origem da gravidade é um corpo esférico simétrico, a órbita é (parte de) uma parábola com o centro da origem como foco (trajetória parabólica), ou parte de uma linha reta que passa pela origem. Quando se afasta da fonte, é chamada órbita de escape, caso contrário é uma órbita de captura. As duas são também conhecidas como órbitas C3 = 0. Um escape real necessita que a órbita parabólica não intercepte o corpo celestial. De forma mais geral, para um corpo com forma arbitrária é necessário que a órbita não intercepte o corpo. Para corpos não-convexos, nem todos os pontos na superfície precisam ser um ponto de partida possível para a órbita. Se o corpo possuir a velocidade de escape em relação à Terra, ainda não é suficiente para escapar do Sistema Solar, assim as órbitas próximas à Terra se assemelham à parábolas, mas mais adiante elas se curvam para formar uma órbita elíptica em torno do Sol. Para deixar o planeta Terra é necessária uma velocidade de escape de 11,2 km/s, entretanto uma velocidade de 42,1 km/s é necessária para escapar da gravidade do Sol (e sair do sistema solar) na mesma posição. Devido à atmosfera não ser útil e mesmo muito difícil dar a um objeto próximo à superfície da Terra uma velocidade de 11,2 km/s, já que estas velocidades estão bem além dos regimes supersônicos para a maioria dos sistemas de propulsão e faria com que os objetos se queimassem devido ao atrito com a atmosfera. Para uma órbita de escape real uma nave é primeiro colocada em órbita baixa da Terra, e então acelerada até a velocidade de escape naquela altitude, que é um pouco menor, cerca de 10,9 km/s. A aceleração necessária, entretanto, geralmente é bem menor por que naquela órbita a nave já tem uma velocidade de 8 km/s. Algumas velocidades de escapes no sistema solar – Velocidade de escape do sol = 617,5 Km/s; Velocidade de escape de Mercúrio = 4,4 Km/s; Velocidade de escape do sol em Mercúrio = 67,7 Km/s; Velocidade de escape de Venus = 10,4 Km/s; Velocidade de escape do sol em Venus -= 49,5 K/s; Velocidade de escape da Terra = 11,2 Km/s; Velocidade de escape do sol na Terra = 42,1 Km/s; Velocidade de escape na Lua = 2,4 Km/s; Velocidade de escape do sol na Lua = 1,4 Km/s; Velocidade de escape em Marte = 5,0 Km/s; Velocidade de escape do sol em Marte = 34,1 Km/s; Velocidade de escape em Júpiter = 59,5 Km/s; Velocidade de escape do sol em Júpiter = 18,5 Km/s; Velocidade de escape de Saturno = 35,5 Km/s; Velocidade de escape do sol em Saturno = 13,6 Km/s; Velocidade de escape de Urano = 21,3; Velocidade de escape do sol em Urano = 9,6 Km/s; Velocidade de escape de Netuno = 23,5 Km/s; Velocidade de escape do sol em Netuno = 7,7 Km/s; Velocidade de escape da Via Láctea = 1000 Km/s. Editor PGAPereira.

Betelgeuse, Alfa Orionis

A grande estrela Betelgeuse é uma das duas que dominam o poderoso Orion de inverno do norte, a outra é Rigel, o par, respectivamente, também chamado Alpha e Beta Orionis. O nome Betelgeuse é uma corruptela do árabe "al jauza Yad", que significa a "mão de al-jauza," uma mulher misteriosa. Para nós, ela marca o canto superior esquerdo da figura do antigo caçador grego. Uma das duas supergigantes do céu de primeira grandeza (a outra é Antares), Betelgeuse é uma das maiores estrelas que podem ser vistas. Normalmente brilhando na magnitude visual 0,7 (ranking 11º no céu), esta classe M (M1.5) de supergigante vermelha (com uma temperatura cerca de 3650 Kelvin) é uma variável semi-regular que muda entre magnitudes 0,3 a 1,1 ao longo de vários períodos entre cerca de metade de um ano e seis anos- e, possivelmente, mais tempo (e, claro, mudando o seu rank). Isso pode explicar porque Betelgeuse é a estrela Alpha embora seja geralmente mais fraca do que Rigel. A distância da estrela é um problema e um quebra-cabeça (válido para todos os outros parâmetros também). Medida de paralaxe direta a partir do espaço, utilizando os resultados mais modernos, dá 495 anos-luz, enquanto que a paralaxe usando emissão de rádio natural da estrela dá 640 anos-luz. A uma distância de compromisso de 570 anos-luz, e permitindo uma grande quantidade de radiação infravermelha e a absorção da luz pela poeira circum-estelar, a luminosidade é 85 mil vezes maior do que a do sol, muito mais do que sai de Antares. Na distância maior, aumenta a luminosidade até 105.000 sóis. A partir destes e da temperatura, derivamos 0 respectivo raio de 3,1 e 3,4 unidades astronômicas, mais que o dobro do tamanho da órbita de Marte. A estrela é tão grande que o seu diâmetro angular é facilmente mensurável. Na verdade, foi a primeira estrela a ter tal medida de 0,047 segundo de arco, a partir do qual encontramos um verdadeiro raio entre 4,1 (distância de compromisso) e 4,6 (maior distância) UA, consideravelmente maior. No entanto, a estrela está rodeada por um enorme complexo padrão de aninhados escudos de poeira e de gás, o resultado de eras de perda de massa, que se estende a cerca de 20.000 UA de distância (Betelgeuse até agora tem perdido mais de uma massa solar). Isso, uma atmosfera estendida, e as pulsações tornam difícil localizar uma verdadeira "superfície" para dizer o quão grande a estrela realmente é. Além disso, por causa das alterações na transparência gasosa, o "tamanho" da estrela depende da cor de observação. Medidas de infravermelho de ondas longas dão um raio muito maior de até 5 UA e maior, tão grande quanto a órbita de Júpiter, enquanto a luz infravermelha de onda curta dá tão pequeno como 3 UA. Além disso, ainda as medidas de infravermelho revelam Betelgeuse estar encolhendo (em cerca de 15 por cento em 20 anos), e outras medidas mostram que a estrela não é mesmo esférica, mas de certa forma oval. Observação do Hubble também mostra pontos quentes. Não é à toa que se encontram as várias divergências. Quaisquer que sejam os números reais, Betelgeuse é claramente uma estrela altamente evoluída, aquela cujo abastecimento central de combustível de hidrogênio se esgotou. Como resultado, o núcleo tenha contraído para um estado quente e denso, e a porção externa inchou para o exterior. Nós realmente não sabemos o estado da estrela no momento, mas as chances são de que ela está agora no processo de fusão de hélio em carbono e oxigênio em seu núcleo. Da teoria, sua massa inicial deveria ter caído em algum lugar em torno de 18 ou 19 vezes a do sol. Começando a vida como quente, azul, astro da classe O a apenas cerca de 10 milhões de anos, Betelgeuse vai fundir elementos através de neônio, magnésio, sódio e silício, todo o caminho até o ferro. O núcleo, então, entra em colapso, fazendo com que a estrela exploda como uma supernova, provavelmente deixando uma estrela de nêutrons do tamanho de uma pequena cidade para trás. Se fosse explodir hoje, se tornaria tão brilhante quanto uma lua minguante, lançaria fortes sombras no chão, e seria vista facilmente em plena luz do dia. O local de seu nascimento está longe. Movimento da estrela mostra que é um membro fugitivo da associação Orion OB1, particularmente o subgrupo que envolve as estrelas acima e à direita da faixa. Novas observações mostram que Betelgeuse está produzindo uma onda de choque quando ela ara através de uma nuvem interestelar a 30 km/s, o dobro da velocidade de seus ventos. A estrela também é violentamente convectiva, não esférica, irregular e perdendo massa a um ritmo de cerca de 500/1000  massas solar por ano. Editor Paulo Gomes de Araújo Pereira.