Archive for julho 30th, 2010
Os Pilares da Criação
Fonte: http://astronomy.fm/aapod/
Mistérios Sobre as Dunas de Titã Resolvidos
Mudanças sazonais que de tempos em tempos revertem os padrões de vento na lua Titã de Saturno explicam a orientação dos campos de dunas do satélite.
As dunas em Titã estão localizadas dentro de uma faixa de 30 graus do equador, e possuem aproximadamente um quilômetro de largura por centenas de quilômetros de comprimento e em alguns casos chegam a ter 100 metros de altura. Dados coletados pela sonda Huygens da Agência Espacial Européia à medida que fez sua descida na espessa atmosfera de Titã em 2005, combinados com os princípios básicos da circulação atmosférica, sugerem que os ventos na superfície normalmente sopram de leste para oeste ao redor do equador do satélite. contudo, essa premissa contradiz as primeiras imagens das dunas de Titã, a orientação delas implica que os ventos dominantes deveriam soprar de oeste para leste.
O radar da sonda Cassini observa as dunas na lua gigante de Saturno Titã (imagem superior) que são parecidas com as dunas do deserto da Namíbia na Terra (imagem inferior). As feições brilhantes na imagem de radar não são nuvens, mas sim feições topográficas entre as dunas.
A resposta para esse paradoxo parece estar nas mudanças sazonais que afetam o satélite. Tetsuya Tokano da University of Cologne na Alemanha relatou em um recente artigo publicado na revista especializada Aeolian Research que rajadas de vento, persistem não mais do que dois anos varrendo a superfície da lua de oeste para leste, com muito mais intensidade do que a direção do vento que seria considerada normal.
“Foi difícil acreditar que existiriam ventos permanentes de oeste para leste como sugerem as aparências das dunas”, diz Tokano. “O dramático vento reverso típico de clima de monções ao redor do equinócio pode ser a chave para esse mistério”.
Tokano, chegou a essa conclusão analisando novamente um modelo de simulação computacional para a circulação atmosférica global de Titã e adicionou a esse modelo dados sobre a topografia do satélite baseados nas informações coletadas pela Cassini. Além de se focar nos padrões médios de vento ele estudou as variações dos padrões de ventos em pontos específicos. Equinócios que acontecem duas vezes em um ano de Titã (equivalente a 29 anos terrestres), parecem conter o que era até então o elo perdido. Durante esse período, o Sol brilha diretamente sobre o equador aquecendo e misturando a atmosfera que então reverte a direção dos ventos e os acelera. Um efeito similar é observado sobre o Oceano Índico na Terra, durante a transição das estações de monções.
Em Titã, os ventos reversos correm na superfície da lua a uma velocidade entre 1 e 1.8 metros por segundo, muito mais rápido do que os ventos que sopram de leste para oeste. “Essa é uma descoberta sutil, somente depois de termos alimentado o modelo com as estatísticas sobre o vento foi possível resolver esse paradoxo”, disse Ralph Lorenz, membro da equipe da Cassini que trabalha com os radares da sonda. “Esse trabalho está também preparando o terreno para futuras missões em Titã, pois com isso podemos ter uma melhor previsão dos ventos, intensidade e direção e então definir melhor locais de pousos de balões e sondas”.
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Será um Novo Modelo Para o Big Bang?
Enquanto existe um consenso científico de que o Big Bang é a melhor explicação para a origem do universo, existe um coro daqueles que duvidam dessa teoria crescendo entre a comunidade astrofísica, idéias essas lideradas pelo fascinante trabalho novo de Wun-Yi-Shu na National Tsing Hua University em Taiwan, que desenvolveu uma nova e inovadora descrição do universo onde as regras do espaço, tempo e massa são relacionadas em um novo tipo de relatividade.
A idéia de Shu é que o tempo e o espaço são entidades independentes mas podem ser convertidos entre eles. Na sua formulação da geometria do espaco-tempo, a velocidade da luz é simplesmente um fator de conversão entre os dois. Da mesma maneira massa e comprimento são intercambiáveis em uma relação onde o fato de conversão depende tanto da constante gravitacional G e da velocidade da luz, e nenhum deles precisam ser constantes. Em outras palavras, a medida que o universo se expande, massa e tempo são convertidos em comprimento e espaço e vice e versa, o mesmo ocorre quando o universo se contrai.
O universo do pesquisador Shu, não teve um início ou um fim, ele apenas alterna períodos de expansão e contração. De fato, Shu, mostra que as singularidades como o Big Bang não podem existir no nosso cosmos. Durante um período de expansão, um observador no universo de Shu veria um tipo estranho de mudança no desvio para o vermelho de objetos como as supernovas do Tipo-I, a medida que elas acelerassem. Em sua defesa, Shu diz que seus dados se ajustam exatamente as observações que os astrônomos têm feito na Terra.
Desde que a aceleração da expansão do universo foi descoberta, os cosmologistas têm realizado algumas bizarras transformações com as leis da física para fazer com que o modelo padrão continue funcionando. O fator X mais comumente discutido é que o universo está preenchido com uma energia escura que está forçando a expansão do universo em uma taxa que vai aumentando continuamente. Para esse modelo funcionar, a energia escura precisa preencher 75% da energia e da massa do universo e está aumentando em uma taxa fantástica, ignorando as leis de conservação de energia.
Com a teoria de Shu não é preciso abandonar as leis de conservação de energia. Contudo, ele se depara com um problema maior explicando a existência e a estrutura da radiação cósmica de micro-ondas de fundo, o chamado eco do Big Bang, algo que muitos astrofísicos acreditam ser a evidência mais forte de que ocorreu sim o Big Bang.
A abordagem de Shu, pode explicar as observações das supernovas do Tipo-I sem abandonar a conservação de energia, mas ela também nos dá uma noçnao do Big Bang, a constância da velocidade da luz para assim aceitar um novo e vasto conjunto de fenômenos potenciais relacionados as relações intercambiáveis entre massa, espaço e tempo.
O artigo do Shu, encontra-se aqui: http://tecnoscience.squarespace.com/arquivo/modelos-cosmologicos-que-no-usam-o-big-bang/
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Descoberta Anã Marrom Orbitando Estrela Jovem Como o Sol
Astrônomos fizeram imagens de uma anã marrom muito jovem, ou uma estrela de falha em uma órbita muito próxima ao redor de uma estrela como o Sol.
Uma equipe de pesquisadores internacionais liderada pela astrônoma Beth Biller e Michael Liu da Universidade do Havaí com a ajuda do astrônomo Laird Close da Universidade do Arizona e com os estudantes Eric Nielsen, Jared Males e Andy Skemer, fizeram essa descoberta rara usando o instrumento Near Infrared Coronographic Imager ou NICI acoplado ao Telescópio de 8 metros Gemini Sul no Chile.
O que faz essa descoberta especial é a proximidade entre a anã marrom com uma massa 36 vezes maior que Júpiter, chamada oficialmente de PZ Tel B e a estrela primária chamada de PZ Tel A. Elas estão separadas por somente 18 Unidades Astronônomicas, uma distância igual a distância que separa Urano do Sol.
A maioria das anãs marrons e dos seus sistemas planetários encontrados normalmente apresentam uma distância orbital maior que 50 UA, maior do que a órbita de Plutão que é de 40 UA.
Além da pequena separação, em apenas um ano os pesquisadores observaram a PZ Tel B se movendo rapidamente para longe da estrela principal.
Uma imagem antiga desse sistema feita sete anos atrás e analisada novamente por Laird Close, mostrou que a PZ Tel B foi obscurecida pelo brilho de sua estrela principal indicando que a órbita seja mais elíptica do que circular.
“Pelo fato da PZ Tel A ser uma estrela rara tanto pelo fato de ser jovem como o fato de estar próxima, ela foi fotografada inúmeras vezes no passado”, diz Close. “Então todos ficaram surpresos ao ver uma estrela companheira, pois todos imaginavam que ela era uma estrela solitária”.
A autora principal do trabalho Beth Biller diz, “A estrela PZ Tel B viaja em órbita particularmente excêntrica – nos últimos 10 anos ela já experimentou distâncias equivalentes aos planetas internos do sistema solar. Isso só pode ser explicado pelo formato da órbita altamente excêntrica com uma forma bem oval”.
A estrela hospedeira PZ Tel A, é uma versão mais jovem que o Sol, tendo massa similar ao sol mas somente 12 milhões de anos de vida, algo em torno de 400 vezes mais jovem que o Sol. De fato o sistema PZ Tel é jovem o suficiente para ainda possuir uma significante quantidade de poeira interestelar fria, que pode ter sido esculpida pela interação gravitacional entre a anã marrom e a sua companheira.
Isso faz com que o sistema PZ Tel seja um laboratório importante para estudar os estágios iniciais de formação do sistema solar. Com uma massa estimada de 36 vezes a massa de Júpiter, o movimento orbital da estrela PZ Tel B tem implicações significantes para que se forme um tipo de planeta no sistema.
Pelo fato da estrela PZ Tel B estar muito próxima da sua estrela principal, técnicas especiais são necessárias para distinguir a luz das estrelas de forma separada. A estrela PZ Tel B tem uma separação de 0.33 arcos de segundos da estrela PZ Tel A, o equivalente a observar uma moeda a uma distância de 11 km.
Para se fazer as imagens de estrelas tão próximas a equipe usou sistemas ópticos adaptativos acoplados ao coronógrafo com o objetivo de bloquear o excesso de luz e então aplicar técnicas de análise especializada para fazer a imagem que fosse possível detectar a estrela PZ Tel B e medir seu movimento orbital.
A estrela PZ Tel B foi descoberta usando o instrumento chamado Near Infrared Coronographic Imager, ou NICI, o instrumento de alto contraste mais poderoso já desenvolvido com o objetivo de realizar imagens de anãs marrons e sistemas planetários extrasolares. O NICI pode detectar companheiros um milhão de vezes mais apagados do que a estrela hospedeira em uma distância de 1 arco de segundo.
Uma equipe internacional de pesquisadores está utilizando o Telescópio Gemini atualmente para realizar uma pesquisa de 300 estrelas, a maior busca em alto contraste já conduzida até hoje.
O líder científico do NICI, Michael Liu diz: “Nós apenas começamos a colher informações sobre as várias configurações de sistemas solares ao redor de estrelas como o Sol. As habilidades únicas do NICI nos fornecem uma poderosa ferramenta para estudar os constituintes desses sistemas através de um imageamento direto”.
A descoberta da estrela PZ Tel B está descrita em um artigo que pode ser encontrado aqui: http://tecnoscience.squarespace.com/arquivo/descoberta-de-an-marrom/
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A Frágil Beleza do Embrião de Uma Supernova
A Nebulosa Crescente foi criada a 250000 anos atrás por uma estrela brilhante no centro, uma estrela do tipo Wolf-Rayet que tem seu destino traçado para se tornar uma supernova. A estrela massiva central sopra seu envelope externo por meio de poderosos ventos, ejetando o equivalente ao nosso Sol em massa a cada 10000 anos. Esse vento estelar impacta o gás ao redor deixado ali pela fase anterior, essa compactação ocorre aos poucos criando uma série de conchas que vão sendo iluminadas. A Nebulosa Crescente, também conhecida como NGC 6888 localiza-se a 4700 anos-luz de distância na constelação do Cisne. A estrela central, chamada de WR 136 provavelmente se tornará uma supernova no próximo milhão de anos.
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Eclipse na Praia
À medida que a sombra da Lua Nova desliza através do Oceano Pacífico em 11 de Julho de 2010, as pessoas se reúnem ao longo da praia de areia branca chamada Anakena Beach no lado norte da Ilha de Páscoa para então observar o eclipse total. A experiência foi capturada nessa composição de imagens construída com 50 exposições consecutivas. No centro está a totalidade do Sol com a sua coroa. Do ponto de observação bem definido, palmeiras aparecem com sua silhueta contra o céu escurecido. Além das paisagens naturais é possível ver também a silhueta das misteriosas estátuas monolíticas que estão presentes na ilha.
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A Morte de Uma Estrela em 3D
Pesquisadores no Max Planck Institute for Astrophysics localizado em Garching, pela primeira vez conseguiram reproduzir as assimetrias e o movimento rápido de aglomerados de ferro observados em supernovas através de complexas simulações computacionais em três dimensões. Para isso eles fizeram com que a simulação inicia-se milessegundos após a explosão e seguisse por algumas horas.
Estrelas massivas terminam sua vida em gigantescas explosões chamadas de supernovas, e podem tornar-se – por um curo intervalo de tempo – mais brilhantes que uma galáxia inteira, que é constituída de bilhões de estrelas. Embora as supernovas tenham sido estudadas de forma teórica por modelos computacionais por décadas, os processos físicos que ocorrem durante essa explosão são tão complexos que até agora os astrofísicos só puderam simular parte do processo e somente em uma ou duas dimensões. Pesquisadores do Max Planck Institute for Astrophysics em Garching, fizeram agora o primeiro modelo computacional completo em três dimensões do colapso da região central de uma supernova em uma escala de tempo de horas após a ignição do processo. Eles então podem responder a questões de como as assimetrias iniciais, que emergem no núcleo denso durante os primeiros estágios da explosão, geram as heterogeneidades observadas durante a explosão da supernova.
Enquanto que grande parte da energia da explosão é responsável por fazer com que essas explosões estelares sejam visíveis a partir de grandes distâncias no universo, elas são relativamente raras. Em uma galáxia do tamanho da Via Láctea, acontece uma média de uma supernova a cada 50 anos. Aproximadamente 20 anos atrás, uma supernova pôde ser vista a olho nu, se trata da SN 1987 A na Nebulosa da Tarântula na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia vizinha à Via Láctea. Essa relativa proximidade – “somente” 170000 anos-luz de distância – permitiu que os astrônomos realizassem observações detalhadas em diferentes comprimentos de onda por semanas e até meses. A SN 1987 A se tornou uma supernova de colapso de núcleo, chamada também de evento do Tipo II. Isso ocorre quando uma estrela massiva, que é no mínimo 9 vezes mais pesada que o Sol, queimou quase todo o seu combustível. O motor de fusão dentro da estrela começa a falhar, disparando o processo de colapso interno e então acontece a violenta explosão de toda a estrela. No caso da SN 1987 A a estrela tinha aproximadamente 20 massas solares no seu nascimento.
A SN 1987 A é provavelmente a supernova mais bem estudada e mesmo assim ainda é um grande desafio desenvolver e refinar um modelo do que está acontecendo dentro da estrela que está morrendo para produzir a emissão da radiação. Uma das descobertas mais sensacionais da SN 1987A e depois de muitas outras foi o fato de que níquel e o ferra – elementos pesados que são formados próximo do centro da explosão – são misturados em grandes aglomerados dentro da concha de hidrogênio da estrela. Bolhas de níquel foram observadas se propagando a velocidade de milhares de quilômetros por segundo, muito mais rápido do que hidrogênio ao redor e muito mais rápido do que previam os cálculos hidrodinâmicos simples feitos em uma dimensão, ou seja, somente estudando o perfil radial dessa emissão para se poder caracterizar completamente.
É fato que a evolução de brilho, a chamada curva de luz, da SN 1987A e de supernovas de colapso de núcleo similares a ela só pode ser entendida se grande quantidade de material pesado do núcleo, em particular, níquel radioativo for misturado com o envelope estelar nas regiões externas e os elementos leves, hidrogênio e hélio, forem carregados para o núcleo.
Os detalhes da explosão de uma supernova são difíceis de serem simulados, não somente pela complexidade dos processos físicos envolvidos mas também pela duração e pela variação de escalas – de centenas de metros próximo ao centro até dezenas de milhões de quilômetros próximo da superfície da estrela – o que precisa ser resolvido em modelos computacionais tridimensionais. Simulações realizadas anteriormente em duas dimensões, mostraram que a estrutura da concha esférica da estrela progenitora é destruída durante a explosão da supernova e uma mistura de grande escala começa então a acontecer. Mas o mundo real é tridimensional e não somente aspectos observacionais podem ser reproduzidos por modelos 2D.
Os novos modelos de computador feitos pela equipe do Max Planck Institute for Astrophysics podem agora pela primeira vez simular a explosão de forma completa em todas as três dimensões, desde milessegundos após a explosão ter se iniciado no núcleo até um tempo igual a três horas depois da explosão, quando as ondas de choque quebram a estrela progenitora. “Nós encontramos desvios substanciais nos modelos 3D se comparados com os trabalhos anteriores que modelavam o fenômeno somente em duas dimensões”, disse Nicolay Hammer, autor principal do artigo, “a maior diferença é em entender o crescimento das instabilidades e propagação dos aglomerados de elementos. Não são apenas variações pequenas, esse efeito determina a evolução e a extensão da mistura e da aparência observável das supernovas de colapso de núcleo”.
Em simulações 3D, aglomerados ricos em metal têm uma velocidade muito maior do que no caso 2D. Essas bolhas se expandem mais rapidamente, retirando material das camadas externas. “Com um modelo analítico simples, nós poderíamos demonstrar que as diferentes geometrias para as bolhas, toroidal versus quase esféricas, podem explicar as diferenças observadas nas nossas simulações”, explica o co-autor Thomas Janka. “Enquanto pensamos que as diferenças entre os modelos 2D e 3D que nós encontramos são provavelmente genéricas, muitas feições irão depender fortemente da estrutura da estrela progenitora, principalmente a energia total da explosão e a assimetria inicial da mesma”.
“Nós esperamos que os nossos modelos em comparação com as observações possam nos ajudar a entender como explosões estelares começam e o que as causa”, adiciona Ewald Müller, o terceiro autor do trabalho. Investigar uma variedade maior de estrelas progenitoras e de condições iniciais será o foco dos trabalhos futuros de simulação. Em particular um modelo detalhado que reproduza todas as feições observacionais da SN 1987A ainda é um desafio.
Fonte:
Enxame de Buracos Negros e Estrela de Nêutrons Orbitam o Buraco Negro Supermassivo no Centro da Via Láctea
Um enxame de 1000 ou mais buracos negros pode estar orbitando um buraco negro supermassivo da Via Láctea, de acordo com os resultados do Observatório de Raios-X Chandra da NASA. Isso representaria a mais alta concentração de buracos negros em qualquer lugar na galáxia. Esses buracos negros com massas estelares relativamente pequenos , juntamente com estrelas de nêutrons parecem ter migrado para o centro galáctico em um período de alguns bilhões de anos.
A descoberta foi feita como parte do projeto de monitoramento do Chandra na região ao redor do Sagitário A* (Sgr A*), o buraco negro supermassivo localizado no centro da Via Láctea.
Entre as milhares fontes de raios-X detectadas dentro dos 70 anos-luz da Sgr A*, Muno e seus colegas por aqueles que mais provavelmente podiam ser caracterizados como buracos negros ativos e estrelas de nêutrons, selecionando somente as fontes mais brilhantes que também exibiam uma grande variação na emissão de raios-X. “Embora a região ao redor do Sgr A* seja repleta de estrelas, nós esperamos que exista somente uma chance de 20% de encontrarmos um sistema binário de raios-X dentro de um raio de três anos-luz”, disse Muno. “A alta concentração observada dessas fontes implica que um grande número de buracos negros e estrelas de nêutrons tem se reunido no centro da galáxia”.
Mark Morris, também da UCLA previu uma década atrás que um processo chamado de fricção dinâmica faria com que buracos negros mergulhassem em direção ao centro da galáxia. Os buracos negros são formados como remanescentes de explosões de estrelas massivas e possuem massas de aproximadamente 10 vezes maior que o Sol. À medida que o buraco negro orbita o centro da galáxia a uma distância de alguns anos-luz, eles puxam as estrelas ao redor que são puxadas de volta ao buraco negro. O efeito de rede é que o espiral do buraco negro gira em direção ao centro e as estrelas de pouca massa são expulsas. A partir do número estimado de estrelas e de buracos negros na região do centro da galáxia, espera-se que a fricção dinâmica produza um denso enxame com 20000 buracos negros dentro do raio de três anos-luz da Sgr A*. Um efeito similar trabalha nas estrelas de nêutrons, mas com uma extensão menor pois elas possuem uma massa menor.
Uma vez que os buracos negros estão concentrados próximos da Sgr A*, eles terão numerosos encontros com estrelas normais, algumas das quais pertencem a sistemas binários de estrelas. A gravidade intensa de um buraco negro pode induzir uma estrela ordinária a mudar seus padrões e criar par com um buraco negro enquanto ejeta a sua companheira. Esses processos e outros similares nas estrelas de nêutrons são esperados que produzam algumas centenas de buracos negros e de sistemas binários de estrelas de nêutrons.
Os buracos negros e as estrelas de nêutrons no aglomerado são gradulamente engolidas pelo buraco negro supermassivo Sgr A*, numa taxa de um a cada um milhão de anos. Nesta taxa, aproximadamente 10000 buracos negros e estrelas de nêutrons seriam capturados em alguns bilhões de anos, adicionando aproximadamente 3% de massa ao buraco negro supermassivo central, que atualmente estima-se tenha uma massa de 3.7 milhões de sóis.
Por enquanto, a aceleração das estrelas de pouca massa que os buracos negros estão ejetando é a mesma taxa com que as estrelas de pequena massa são ejetadas da região central. Esse processo de expulsão irá reduzir o modo como as estrelas normais serão capturadas pelo buraco negro supermassivo central. Isso pode também explicar por que as regiões centrais de algumas galáxias incluindo a Via Láctea, são um pouco mais tranquilas mesmo contendo buracos negros supermassivos no seu núcleo.
As imagens fazem parte de um programa do Chandra feito para monitorar uma região ao redor do buraco negro supermassivo da Via Láctea, o Sagitarius A* (Sgr A*). Quatro fontes brilhantes de raios-X (círculos) foram descobertos a uma distância de 3 anos-luz do Sgr A* (que na imagem é o ponto brilhante acima da fonte C). O painel inferior ilustra a forte variabilidade de uma dessas fontes. Essa variabilidade, que é representada em todas as fontes indica um sistema binário de raios-X onde um buraco negro e uma estrela de nêutrons estão puxando matéria da estrela companheira próxima.
O buraco negro no centro da Via Láctea é um monstro que contém aproximadamente 4 milhões de vezes mais matéria que o Sol. Mas comparado com buracos negros gigantes, no centro de outras galáxias, o nosso buraco negro é bem, suave.
Uma equipe de astrônomos japoneses pode ter ajudado a resolver o mistério. USando quatro satélites que capturam a radiação de raios-X do espaço externo, eles encontraram evidências que o nosso buraco negro de forma repentina emitiu uma poderosa explosão de raios-X 300 anos atrás.
“Nós ficamos maravilhados por que o buraco negro da Via Láctea parecia ser gigantesco”, disse o chefe da equipe, Tatsuya Inui da Universidade de Kyoto no Japão. “Mas nós agora notamos que esse buraco esteve mais ativo num passado distante. Talvez ele tenha desaparecido após essa explosão”.
O buraco negro por si só é conhecido como Sagitário A* porque está localizado na constelação de Sagitário. Normalmente o buraco negro é quieto, produzindo bilhões de vezes menos energia do buraco negros gigantes em outras galáxias. Mas de acordo com Inui e seus colegas, o buraco negro precisa ter produzido uma enorme explosão de raios-X três séculos atrás. Ele podem ter descoberto isso devido ao estranho efeito conhecido como eco de luz.
Ecos de luz são similares aos ecos de som que estamos acostumados a ouvir quando ondas de som reverberam numa sala ou em montanhas. No caso dos ecos de luz, os raios-X produzidos por uma explosão gigantesca correm milhões de quilômetros no espaço a velocidade da luz. Trezentos anos depois, eles já viajaram o suficiente para que eles alcancem uma nuvem de gás conhecida como Sagitarius B2. Uma vez que eles penetram nessa nuvem, eles aquecem o gás e provocam assim um brilho forte de raios-X. Mas uma vez que os raios-X passam pela nuvem, ele esfria, e o seu brilho volta ao normal. A nuvem age como um espelho gigantesco. Os ecos de luz dentro das nuvens dão aos astrônomos a possibilidade de registrar a energia de um buraco negro trezentos anos antes.
Usando os satélites de raios-X japoneses Suzaku e o ASCA, além do Observatório de Raios-X Chandra e o Observatório de raios-X XMM-Newton da ESA, a equipe de Inui pôde observar o comportamento dessa nuvem.
“Observando como a nuvem se acende e apaga por mais de 10 anos, nós pudemos traçar a atividade do buraco negro 300 anos atrás”, disse um membro da equipe, Katsuji Koyama da Universidade de Tóquio. “O buraco negro era milhões de vezes mais brilhante três séculos atrás. E pelos estudos ele deve ter lançado no espaço uma explosão verdadeiramente grande”.
A luz leva 26000 anos para sair do centro da Via Láctea e atingir a Terra, então quando os astrônomos estão observando um buraco negro e a nuvem de gás, eles estão na verdade observando eventos que aconteceram 26000 anos atrás. Nessa época, a Terra estava apenas saindo da sua última era glacial e os humanos ainda viviam em cavernas.
Os astrônomos não sabem por que o Sagitarius A* produziu uma explosão tão poderosa três séculos atrás. Uma possibilidade, diz Koyama, é que uma estrela gigantesca explodiu. A onda causada por essa explosão aqueceu o gás e o varreu para dentro do buraco negro, acordando assim o buraco negro de seu sono profundo e produzindo assim essa magnífica explosão.
Fonte:
http://chandra.harvard.edu/press/05_releases/press_011005.html
Tamanho das Estrelas
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