A Atividade Eletromagnética so Sol

O campo magnético solar existe porque o Sol é composto por partĩculas eletricamente carregadas que estão em movimento gerando assim um campo magnético. O Sol libera energia eletromagnética quando uma gigantesca quantidade de energia armazenada em campos magnéticos, acima das manchas solares, explode, produzindo um forte pulso de radiação que abrange o espectro eletromagnético, desde as ondas de rádio até os raios-X e raios Gama.

As erupções Solares (Figura 1) são explosões na superfĩcie do sol causadas por mudanças repentinas no seu campo magnético. Esta atividade na superfície solar pode causar altos níveis de radiação que aparecem na forma de plasma ou de radiação eletromagnẽtica (luz). 
 

Um aumento da atividade eletromagnética (Figura 2) do Sol pode interferir nos sistemas de GPS, satélites de comunicação e prejudicar o fornecimento de energia elétrica. A estrela tem passado por um período de relativa calmaria nos últimos dez anos, período no qual o mundo se tornou muito dependente de recursos tecnológicos potencialmente vulneráveis ao fenômeno.

A interferência nos satélites de GPS poderiam acarretar não só problemas de localização como também inutilizar as maquininhas de cartão de crédito, que usam o sistema. Vinte minutos após a tempestade, uma descarga de prótons chegaria aos polos e ao equador, o que pode danificar seriamente os satélites de comunicação. E finalmente, 20 a 30 horas depois do evento inicial, um jato de átomos ionizados (conhecidos como plasma) causariam um bonito efeito de auroras boreais até a latitude do México, mas também poderiam induzir correntes elétricas em oleodutos e cabos de alta tensão, sobrecarregando o sistema elétrico ao ponto do colapso.

As manchas solares (Figura 3) são comuns de serem vistas na superfície solar. Visualmente são regiões mais escuras e apresentam fortes reduções de temperatura e pressão das massas gasosas do Sol. O surgimento das manchas está diretamente ligado à atividade magnética da estrela e de modo geral, quanto maior a quantidade delas maiores serão os efeitos eletromagnéticos provocados na alta atmosfera da Terra, especialmente na ionosfera.

A cada 11 anos aproximadamente, o Sol passa por ciclos alternados de alta e baixa atividade eletromagnética, conhecidos por mínimos e máximos solares. Desde que as observações começaram a ser feitas, em 1750, até o ano de 2007 já foram contados 23 ciclos solares, também chamados de ciclos de Schwabe. Entender os ciclos solares permite que se possa aprender a conviver com as instabilidades de nossa estrela e adaptar nossos sistemas de modo a minimizar os efeitos da atividade magnética do Sol.

              Figura 1:  Exemplo de  Erupção Solar.  Crédito da imagem: NASA.   

       Figura 2: Linhas do Campo Eletromagnético do Sol envolvendo a Terra.
       Concepção artística. Crédito da imagem: autor desconhecido.

                          Figura 3: Manchas Solares. Crédito da imagem: NASA.  

      
     

Adaptado dos seguintes artigos:

                    

http://pt.wikipedia.org/wiki/Tempestade_geomagn%C3%A9tica

http://gaea-horus.blogspot.com/

http://wap.apolo11.com/spacenews.php?titulo=Novas_manchas_mostram_que_Ciclo_Solar_23_ainda_nao_terminou&posic=dat_20080407-080500.inc

Na literatura especializada: 

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=sunspots&txt_logic=OR&text=&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

Recorte e cole o endereço acima para uma lista de artigos recentes sobre o Sol.

Eta Carina: A Estrela mais Massiva da Via-Láctea

            A Eta Carina, situada na via láctea, mais precisamente na nebulosa Carina, é a estrela mais maciça da nossa galáxia, dista cerca de 7.5 anos luz da terra e possui uma massa estimada de 100 a 150 Msol. A nebulosa Carina, onde a estrela Eta Carina situa-se, é também conhecida como NGC 3372 e está mais precisamente concentrada na constelação da Quilha ou “Carina” em latim, e também dista entre 6.5 a 10 anos luz da terra. A partir destes dados, estimamos a grandeza da nebulosa que contem a estrela em questão.

             Eta Carina possui aproximadamente 2.6 X 10^6 anos, o que equivale a 2.6 milhões de anos. Duas características importantes de citar são: Sua temperatura, que varia de 20000 a 30000 K (kelvin), o que equivale a 20000 °C em média, e sua magnitude, que varia abundantemente. Em 1667 ela foi catalogada por Edmond Halley, neste momento a estrala possuía magnitude igual a 4, após alguns anos variou sua magnitude para 8, isto ocorreu mais precisamente entre (1900 a 1940), já em 2002 sua magnitude foi catalogada entorno de 5.

 

            Há estimativas de que a Eta Carina pode explodir em uma hipernova. Hipernovas são em geral eventos dezenas de vezes mais intensos que as supernovas. Apesar de não se ter muito conhecimento sobre elas, uma possível teoria é: As camadas mais externas, ao invés de serem expulsas caem no buraco negro ou estrela de nêutrons no seu centro, quando as camadas colapsam com o buraco negro ou na estrela de nêutrons, tal colapso produz uma alta luminosidade, muito maior do que nas supernovas, liberando uma alta energia. 

              O contrario acontece com as supernovas, as camadas mais externas são expulsas do núcleo, tal fenômeno ocorre nas estrelas com massa superior a 8 Msol, sem conter um gigante colapso gravitacional, resultante à explosão. Vale lembrar que a Eta Carina possui uma massa muito maior que 8 Msol, devido a isto, alguns astrônomos a classificaram como uma candidata a hipernova. Esta é uma das possíveis hipóteses sobre as mesmas. O que se sabe de concreto é que são associadas a erupções súbitas de radiação, emitindo assim alta energia e raios gama. Erupções conhecidas como GRB (gamma ray burst), que pode oscilar em um período de segundos ate alguns minutos.

          Tudo indica que a Eta Carina pode se tratar de um sistema binário,um sistema binário é composto por duas estrelas, ligadas, interagindo gravitacional-mente. Segundo estudos referentes às estrelas na via láctea, a maioria delas forma um sistema binário. Ao analisar uma imagem a olho nu de um sistema binário, fica muito difícil de perceber, para isso existem alguns métodos para sua identificação, os mais utilizados são: análise espectroscópica, observação de eclipses e quantidade de emissão de raios x. Estrelas gigantes assim devido à alta velocidade que se esgotam seus combustíveis, muito devido à alta luminosidade, em alguns milhões de anos poderá explodir como uma supernova ou hipernova, assim como foi dito anteriormente. 

Na literatura especializada:

Copie e cole o endereço abaixo no seu navegador e veja os últimos 10 anos de artigos sobre esta estrela.

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=AND&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=01&start_year=2000&end_mon=12&end_year=2010&ttl_logic=AND&title=eta+carina%0D%0A&txt_logic=OR&text=&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

Crédito da Imagem: FUSE team e NASA.

O universo Bebê no Infravermelho

O Telescópio Espacial Hubble, em agosto de 2009, utilizou sua nova câmera WFPC3 (Câmera Planetária de Campo Extendido 3) para fazer uma foto do universo profundo (deep view). O tempo total de exposição foi de 173.000 segundos ou seja: mais de dois dias completos de exposição em uma pequena região do Espaço. A foto foi tirada na mesma região que já havia sido fotografada em 2004, conhecida como HUDF (Campo Ultra-Profundo do Hubble).

A imagem foi feita no infravermelho porque com a expansão do universo, a luz que originalmente se encontrava no ótico e no ultravioloeta, é deslocada pra a região do infravermelho. É possível desta forma, ver galáxias muito jovens, formadas no princípo da existência do universo. Elas são tão antigas que as imagens mais vermelhas da imagem (FIG. 1) são possivvelmente objetos formados pouco mais de 600 milhões de anos após o Big-Bang!

São as galáxias mais antigas que conhecemos! E pode-se dizer que a foto representa o universo quando este era ainda muito jovem, lembrando que o universo existe, de acordo com a teoria do Big Bang há aproximadamente 13,5 Bilhões de anos!

Desta forma, podemos dizer que a foto é a imagem do noss ouniverso quando este ainda era um bebê!

O universo bebê no infravermelho pode ser visto na incrível foto abaixo:

Crédito da imagem: NASA/STScI/HST.


A notícia original, no site da NASA e do Hubble, pode ser vista em:

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2009/31/image/a/

Galáxias Ultra-Luminosas no Infra-Vermelho: características intrigantes!

Em 1983 o primeiro satélite criogênicono Infravermelho, produziu um levantamento cobrindo 96% do céu, em 4 bandas largas (12, 25, 60 e 100 m), detectando 25 mil galáxias.



No início, a tecnologia dos detectores no infravermelho distante, como os do satélite IRAS mostrado acima, somente permitia medidas de fluxos de fontes em escalas de 1 ou 2 minutos de arco, bem com espectros de baixa resolução.

A tecnologia vem se desenvolvendo rapidamente, sendo que atualmente, imagens no infra-vermelho distante obtidas com o Satélite Spitzer (fig-1) e o ISO (fig. 2, Infrared space observatory) são muito ricas em detalhes e informações sobre a distribuição do gás e temperatura (cor) da poeira.

Graças ao IRAS, foi descoberta uma categoria de galáxias que emite a maior parte de sua energia e brilho no Infravermelho (90% no infra-vermelho) , que está totalmente oculta da visão dos telescópios ópticos por enormes nuvens de gás e poeira dentro dessas galáxias. Muitas delas estão passando por um surto de formação estelar e possuem muita poeira (nesta faixa a luz é pouco afetada pela poeira). As mais luminosas foram chamadas de ULIRGS.



As LIRGS (galáxias luminosas no infravermelho) emitem 10^11 Luminosidades Solares e ULIRGS (galáxias ultra luminosas no infravermelho) emitem 10^12 Luminosidades Solares (ou seja um trilhão de vezes mais luminosa que o Sol). O brilho no infravermelho destes objetos resulta na maioria das vezes de interações e colisões de grandes sistemas, onde acaba ocorrendo grandes concentrações de gás quente nos seus centros. Formam assim objetos em avançado estágio de aglutinação de duas ou mais galáxias ricas em gás, formando duplo núcleo (mergers) altamente luminoso no infravermelho. ULIRGs são raras no universo local estão em regiões de alto Redshift (Fração de ULIRGs aumenta com Redshift).



Os sistemas progenitores são muitas vezes galáxias Starburst (surto de formação estelar) ou AGNs (crescimento de um buraco negro gigante onde a matéria é tragada). Formação estelar é mecanismo predominante de energia na fusão das galáxias, com exceção dos mais luminosos onde as AGNs dominam. A uma grande especulação por parte dos Astrofísicos sobre os dois sistemas, ou se há uma relação entre a formação estelar e os núcleos ativos (contêm acreção para um enorme buraco negro na região central) como estágios de evolução das Galáxias.



O Arp 220 é o mais próximo ULIRG da Terra, é freqüentemente considerado como o prototípicos ULIRG e tem sido objeto de muito estudo. Arp 220 contém, pelo menos, duas fontes luminosas, devido a explosões estelares em uma colisão de dois grandes sistemas, cada um com milhões de estrelas. Outros exemplos são ZW II 96 (par em colisão com uma grande região starburst) e NGC 6240.



O estudo das ULIRGs será importante no conhecimento das galáxias em diferentes fases da sua evolução o que lhes permite ter esperanças de compreender melhor o processo de formação estelar e a física do gás envolvido.

Crédito das imagens:

Figura 1: http://www.daviddarling.info/images/IRAS.jpg

Figura 2: http://jpl.nasa.gov/images/spitzer/spitzer-09070-browse.jpg

Na leitura especializada:

http://adsabs.harvard.edu/abs/2005sptz.prop20589L

http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...582L..15K

www.if.ufrgs.br/oei/cgu/espacoast.htm

http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...631L..13D

http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...655L..77H

http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...630..269N

Astronomia Antiga

Em 2009 comemora-se o Ano Internacional da Astronomia que celebra os quatro séculos desde as primeiras observações astronômicas feitas através de um telescópio por Galileu Galilei. Esta é uma celebração global astronômica que realizará muitas atividades com o intuito de enfatizar a educação e possibilitar acesso à informação para a população.

A astronomia é uma ciência natural considerada a mais antiga datando registros de aproximadamente 3.000 anos a.C. Graças aos estudos astronômicos foi possível a organização do tempo e espaço através de relógios, calendários regidos pelos movimentos solares e lunares, e utilização das constelações como forma de localização. Em algumas partes do mundo foram deixados monumentos baseados em estudos astronômicos como: Stonehenge na Inglaterra, Newgrange na Irlanda e Chankillo no Peru.


O auge dessa ciência ocorreu na Grécia quando surgiram os primeiros conceitos de Esfera Celeste que seria uma esfera cristalina com estrelas fixadas, já adotando o modelo geocêntrico estruturado por Aristóteles e Ptolomeu. A idéia de um universo geocêntrico se tornou predominante até Nicolau Copérnico, resgatando ideários de Aristarco de Samos, desenvolver a teoria Heliocêntrica que compôs o início da astronomia moderna. Copérnico ainda possuía alguns erros em sua proposição, tais como: caracterizar as órbitas dos planetas como sendo circulares e propor que o Sol estaria perto do centro do universo. Johannes Kepler reparou a teoria copernicana ao se desfazer dos epiciclos, legados de Ptolomeu, e ao usar dados coletados por Tycho Brahe indicando que as órbitas são elípticas, além de perceber que o Sol localiza-se em um dos focos das elipses percorridas pelos planetas.
Anos mais tarde, Galileu Galilei reforça a teoria heliocêntrica com o advento do telescópio. Reproduzindo o invento de Hans Lippershey, com algumas evoluções na resolução das imagens, Galileu fez diversas descobertas importantes que tornariam o modelo heliocêntrico real. Evidências como o ciclo de fases de Vênus e a descoberta de superfícies em relevo na Lua junto às manchas no Sol, constatando que não são esferas perfeitas assim como a Terra, tornaram-se base para a comprovação do modelo heliocêntrico.

Esses astrônomos e suas pesquisas foram a base mais importante para que surgissem novos estudiosos que aperfeiçoaram idéias antigas e contribuíram para que o conhecimento humano pudesse se expandir por diversas áreas da Física e da Matemática. Após o surgimento do telescópio tornou-se viável a comprovação experimental de hipóteses astronômicas, o que era extremamente complicado com observações a olho nu. Percebemos a existência de diversas galáxias, nebulosas, estrelas e suas particularidades, planetas extra-solares e toda a diversidade presente no cosmo, informações que revolucionaram a visão humana sobre o universo.

A Estrela Eta Carina

Fugura 1 - A Nebulosa de Eta carina

Figura 2 - A Estrela Eta Carina

A Eta Carina, situada na via láctea, mais precisamente na nebulosa Carina, é a estrela mais maciça da nossa galáxia, dista cerca de 7.500 anos luz da terra e possui uma massa estimada de 100 a 150 M_sol. A nebulosa Carina, onde a estrela Eta Carina situa-se, é também conhecida como NGC 3372 e está mais precisamente concentrada na constelação da Quilha ou “Carina” em latim, e também dista entre 6.500 a 10.000 anos luz da terra. A partir destes dados, estimamos a grandeza da nebulosa que contem a estrela em questão.

A Eta Carina possui aproximadamente 2.6 X 10^6 anos, o que equivale a 2.6 milhões de anos. Duas características importantes de citar são: Sua temperatura, que varia de 20000 a 30000 K (kelvin), o que equivale a 20000 °C em média, e sua magnitude, que varia abundantemente. Em 1667 ela foi catalogada por Edmond Halley, neste momento a estrala possuía magnitude igual a 4, após alguns anos variou sua magnitude para 8, isto ocorreu mais precisamente entre (1900 a 1940), já em 2002 sua magnitude foi catalogada entorno de 5.

Há estimativas de que a Eta Carina pode explodir em uma hipernova. Hipernovas são em geral eventos dezenas de vezes mais intensos que as supernovas. Apesar de não se ter muito conhecimento sobre elas, uma possível teoria é: As camadas mais externas, ao invés de serem expulsas caem no buraco negro ou estrela de nêutrons no seu centro, quando as camadas colapsam com o buraco negro ou na estrela de nêutrons, tal colapso produz uma alta luminosidade, muito maior do que nas supernovas, liberando uma alta energia. O contrario acontece com as supernovas, as camadas mais externas são expulsas do núcleo, tal fenômeno

ocorre nas estrelas com massa superior a 8 Msol, sem conter um gigante colapso gravitacional, resultante à explosão. Vale lembrar que a Eta Carina possui uma massa muito maior que 8 Msol, devido a isto, alguns astrônomos a classificaram como uma candidata a hipernova. Esta é uma das possíveis hipóteses sobre as mesmas. O que se sabe de concreto é que são associadas a erupções súbitas de radiação, emitindo assim alta energia e raios gama. Erupções conhecidas como GRB (gamma ray burst), que pode oscilar em um período de segundos ate alguns minutos.

Tudo indica que a Eta Carina pode se tratar de um sistema binário,um sistema binário é composto por duas estrelas, ligadas, interagindo gravitacional-mente. Segundo estudos referentes às estrelas na via láctea, a maioria delas forma um sistema binário. Ao analisar uma imagem a olho nu de um sistema binário, fica muito difícil de perceber, para isso existem alguns métodos para sua identificação, os mais utilizados são: análise espectroscópica, observação de eclipses e quantidade de emissão de raios x. Estrelas gigantes assim devido à alta velocidade que se esgotam seus combustíveis, muito devido à alta luminosidade, em alguns milhões de anos poderá explodir como uma supernova ou hipernova, assim como foi dito anteriormente.

Crédito das Imagens: Telescópio Espacial Hubble - NASA

Na Literatura Especializada:

http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...660..669N

http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ASPC..367..263G

http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...652.1563S

NGC 1614: Uma Galáxia Starburst Especial

NGC 1614 é uma galáxia espiral barrada (SBc/P), que esta localizada cerca de 200 milhões de anos-luz de distância. Sua distância foi calculada pelo Método de Variáveis Cefeidas (relação entre período e luminosidade em Estrelas variáveis cefeidas) um método muito popular que foi utilizado nos anos 20 por Edwin P. Hubble. NGC 1614 foi descoberta em 29 de Dezembro de 1885 por Lewis A. Swift.

Observações recentes em diversos comprimentos de ondas indicam que NGC 1614 passa por um surto progressivo de formação estelar, sendo um excelente laboratório para se estudar o fenômeno tarburst (formação estelar) .

Acredita-se que o processo de formação estelar tenha sido desencadeado em virtude de uma fusão com um disco de uma antiga Galáxia satélite, cujo núcleo aparece na projeção de cerca de 300 pc para o nordeste do núcleo primordial, formando um duplo núcleo (merger). Esta colisão criou forças de maré que amplificaram as ondas de densidade, e a taxa de formação estelar aumentou progressivamente no sentido do centro para os braços. Provavelmente o braço superior foi estendido devido à interação com outra Galáxia na demorada colisão.

Ela também é uma Galáxia que apresenta uma intrigante luminosidade, mas não apresenta provas diretas de um núcleo ativo. Outros estudam apontam a presença de estrelas Wolf-Rayet de alta massa neste sistema.

Crédito da Imagem: NASA, a ESA, o Hubble Heritage Team (STScI / AURA) -ESA/Hubble e A. Evans (Universidade de Virgínia, Charlottesville / NRAO / Stony Brook University)

Na Literatura especializada:

http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A%26A...366..439K

http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...546..952A

http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...514..675P

http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Ap%26SS.266..181H