Astronômos preveem colisão de Via Láctea com galáxia vizinha

Ilustração mostra como seria o céu dentro de 3,75 bilhões de anos; Andrômeda (à esq.) preenche a vista e começa a distorcer a posição da nossa Via Láctea

Astrônomos estão usando o telescópio espacial Hubble para determinar quando a Via Láctea irá colidir com Andrômeda, sua galáxia vizinha.

As duas galáxias estão se aproximando devido à gravidade que exercem uma sobre a outra. Cientistas acreditam que elas começarão a se fundir dentro de 4 bilhões de anos.

E dentro de outros 2 bilhões de anos elas deverão ser uma única entidade.

Quando isso ocorrer, a posição do nosso sol será abalada, mas tanto o astro como os planetas que orbitam em torno dele enfrentam pouco risco de serem destruídos.

Por outro lado, o céu noturno visto da Terra deverá ter uma aparência espetacular. Partindo do princípio, é claro, de que a espécie humana ainda estará presente dentro de bilhões de anos para poder olhar para cima.

''Hoje em dia, a galáxia de Andrômeda se apresenta para nós no céu como um pequeno objeto difuso que foi visto pela primeira vez por astrônomos há mil anos'', afirma Roeland van der Marel, o pesquisador sênior do Space Telescope Science Institute, de Baltimore, nos Estados Unidos.

Fusão de galáxias

As duas galáxias estão separadas por uma distância de 2,5 milhões de anos-luz, mas estão convergindo a uma velocidade de aproximadamente 400 mil quilômetros por hora.

"Poucas coisas fascinam os seres humanos mais do que o nosso destino cósmico e qual será o nosso futuro. O fato de que podemos prever que esse pequeno objeto difuso um dia irá engolir e encobrir o nosso sol e o nosso sistema solar é uma descoberta verdadeiramente notável e fascinante'', diz van der Marel.

Isso é possível porque o observatório mediu em detalhes mais precisos do que nunca os movimentos de determinadas regiões de Andrômeda, que também é conhecia por seu nome científico M31.

''É necessário saber não apenas como Andrômeda está se movendo em nossa direção, mas também seus motivos laterais, porque isso vai determinar se Andrômeda irá passar a uma boa distância de nós ou se ela virá direto em nosso encontro'', explica van der Marel.

''Astrônomos tentam há séculos medir o movimento lateral. Mas isso sempre falhou porque as técnicas disponíveis não eram suficientes para realizar a medição. Pela primeira vez, fomos capazes de medir o movimento lateral - conhecido na astronomia como movimento apropriado - da Galáxia de Andrômeda, usando as capacidades de observação únicas oferecidas pelo telescópio espacial Hubble.''

Simulações de computador baseadas nas informações do Hubble indicam que as duas grandes massas de estrelas irão eventualmente se moldar em uma única galáxia elíptica similar a outras vistas costumeiramente no universo.

Mudança de localização

Mas apesar da provável fusão das duas galáxias, estrelas individualmente não irão colidir porque o espaço entre elas permanecerá sendo grande.

O abalo gravitacional deverá, no entanto, mudar a localização do sistema solar, acreditam os pesquisadores.

É provável que a fusão provoque uma vigorosa fase de formação de novas estrelas e que nuvens de gás serão abaladas e passem a colidir umas com as outras.

Pelo que os cientistas observaram até aqui, é bem possível que a pequena companheira de Andrômeda, a galáxia de Triangulum, ou M33, também entre na "briga".

Em 7 bilhões de anos, a fusão formará enorme estrutura elíptica com um centro brilhante

Em 4 bilhões de anos, Andrômeda se esticará de forma impecável e a Via Láctea se deformará

Como nascem, vivem e morrem as estrelas?

A existência de um astro, que dura de 100 milhões a 1 trilhão de anos, passa por três fases: nascimento, meia-idade e maturidade. "Todas as estrelas nascem da mesma forma: pela união de gases", diz o astrônomo Roberto Boczko, da Universidade de São Paulo (USP). Partículas de gás (geralmente hidrogênio) soltas no Universo vão se concentrando devido às forças gravitacionais que puxam umas contra as outras. Formam, assim, uma gigantesca nuvem de gás que se transforma em estrela - isto é, um corpo celeste que emite luz.

A gravidade espreme essa massa gasosa a tal ponto que funde os átomos em seu interior. Essa fusão é uma reação atômica que transforma hidrogênio em hélio, gerando grande quantidade de calor e de luz. Um exemplo de estrela jovem são as Plêiades, na Via Láctea, resultado de fusões que começaram há poucos milhões de anos.

Durante a meia-idade - cerca de 90% da sua existência -, a estrela permanece em estado de equilíbrio. Seu brilho e tamanho variam pouco, ocorrendo apenas uma ligeira contração. É o caso do Sol, que, com 4,5 bilhões de anos, se encontra nessa fase intermediária de sua existência, sofrendo mínima condensação.

Quando a maior parte do hidrogênio que a compõe se esgota, a estrela entra na maturidade - este sim, um período de drásticas transformações. Praticamente todo o hidrogênio do núcleo já se converteu em hélio. Com isso, diminui a fusão entre as moléculas de gás e começa um período de contração e aquecimento violentos no corpo celeste. A quantidade de calor e luz gerados é tão grande que o movimento se inverte: o astro passa a se expandir rapidamente. Seu raio chega a aumentar 50 vezes e o calor se dilui. A estrela vira uma gigante vermelha. Um exemplo é Antares, na constelação de Escorpião - uma amostra de como ficará o Sol daqui a 4,5 bilhões de anos, engolindo todo o Sistema Solar.

Já na maturidade, a falta de hidrogênio torna-se crítica. Apesar da rápida expansão, a fusão entre os gases diminui continuamente: o astro caminha para seu fim. O modo como ele morrerá depende da sua massa. Se ela for até duas vezes a do Sol, sua contração transformará o corpo celeste em um pequeno astro moribundo, cuja gravidade já não consegue segurar os gases da periferia. Mas se a massa for de duas a três vezes a do Sol, a contração final será muito forte, criando um corpo celeste extremamente denso chamado pulsar, ou estrela de nêutrons. Quando a massa é maior, a condensação final é mais violenta ainda e o núcleo do antigo astro vira um buraco negro - sua densidade é tão alta que ele não deixa nem a luz escapar. Simultaneamente, os gases da camada mais periférica dessa estrela se transformam em uma supernova — massa de gás que brilha por pouco tempo até sumir de uma vez por todas.

A massa da criação celestialConcentração de gases no espaço gera astros luminosos

Nascimento

Todo o Universo está cheio de moléculas de gases dispersas. Elas atraem umas às outras e, ao atingirem uma certa massa, dão origem às estrelas

Juventude

Numa estrela nova, os gases (principalmente hidrogênio) encontram-se mais dispersos na periferia, mas extremamente condensados no centro. Essa concentração é tão grande que os átomos de hidrogênio se fundem, dando origem a átomos de hélio e liberando grande quantidade de calor

Maturidade

Quando a maior parte do hidrogênio se esgota, a estrela entra em sua fase de vida final. Segue-se um período de violenta retração, após o qual ela se expande drasticamente, aumentando várias vezes o seu tamanho

Três faces da morte

1. Se a massa da estrela for até duas vezes a do Sol, sua contração transformará a estrela em uma anã branca, pequeno astro moribundo, 100 vezes menor que seu tamanho original

2. Se a massa for duas a três vezes a do Sol, sua contração será tão violenta que as partículas de gás tornam-se nêutrons. O resultado é a chamada estrela de nêutrons, o segundo corpo celeste mais denso do Universo

3. Se a massa da estrela for três vezes maior que a do Sol, sua contração final será tão violenta que o núcleo transforma-se num buraco negro, o corpo celeste mais denso que se conhece. Enquanto isso, os gases periféricos dão origem a uma supernova, massa gasosa que brilha por pouco tempo e logo desaparece

Como uma estrela pode se tornar um buraco negro? 

Uma estrela brilha porque seu centro está tão quente e denso que seus núcleos de hidrogênio fundem , criando muita energia. Ela vive por milhões ou bilhões de anos enquanto o interior puxa sua própria gravidade que é equilibrada pela pressão externa de fusão nuclear. A vida termina quando o combustível nuclear foi esgotado. Primeiro a estrela incha, clareia e esfria para se tornar um gigante vermelho. Então se desmorona em uma sobra estelar compacta, muito menor que nosso Sol, mas de massa semelhante.

Estrelas oito vezes menos pesadas que o Sol morrem relativamente de maneira mais tranqüila. As camadas exteriores são derramadas em um vento estelar, fazendo a estrela ficar temporariamente visível comouma nebulosa planetária. A sobra é do tamanho da Terra e é chamado de Anã branca. Estrelas mais pesadas morrem em uma explosão desupernova espetacular. Se a estrela era moderadamente pesada à sobra é uma estrela de nêutron: uma bola densa de partículas elementares neutras, comprimida em um espaço de pouco mais de 10 milhas. Estrelas extremamente pesada (25 vezes mais pesadas que o Sol) não tem nenhum meio para resistir à própria gravidade quando morrem. Eles se desmoronam completamente a um buraco negro.

(Como se forma um buraco negro. CLIQUE AQUI! )

Nós podemos ver exemplos do ciclo de vida de estrelas ao nosso redor no céu. Nosso próprio Sol é uma típica estrela de meia-idade e de médio tamanho. A estrela Betelgeuse é um famoso gigante vermelho.Nebulosa planetária e sobras de supernova ambos podem ser visões espetaculares, até mesmo por um telescópio pequeno. Bons exemplos são NGC 7027 e a nebulosa de Crab, respectivamente. Albiero é um exemplo de estrela binária, sistema na quais duas estrelas orbitam ao redor uma da outra. Mais da metade de todas as estrelas vive no mesmo sistema. Se uma das estrelas em tal sistema binário evolui em um buraco negro, então o sistema às vezes pode ser observado como uma fonte de Radiografia luminosa. Em nossa própria galáxia a Via Láctea, esse é o caso, por exemplo, do Cygnus X-1. Mais exemplos podem ser vistos em outras galáxias próximas, como em M33.

(Descobrindo a massa de um buraco negro. CLIQUE AQUI!) 

Estrelas de massas diferentes formam sobras compactas diferentes quando morrem, ou uma anã branca (esquerda), uma estrela de nêutron (meio) ou um buraco negro (direita)

(veja como é a órbita em volta de um buraco negro. CLIQUE AQUI! )

A queda em Buraco negro

(O que acontece quando um corpo cai em um buraco negro. CLIQUE AQUI!) 

Se conseguíssemos observar uma queda real de um objeto num buraco negro, de acordo com as simulações virtuais, veríamos este mover-se cada vez mais devagar à medida em que se aproximasse do núcleo massivo. Segundo Einstein , há um desvio para o vermelho, e este também é dependente da intensidade gravitacional. Isto se dá porque, sob o ponto de vista corpuscular, a luz é um pacote quântico  com massa e ocupa lugar no espaço, portanto tem obrigatoriamente uma determinada velocidade de escape. Ao mesmo tempo, este pacote é onda de natureza eletromagnética  e esta se propaga  no espaço livre. É sabido que longe de campo gravitacional intenso, a freqüência  emitida tende para o extremo superior (no caso da luz visível, para o azul).

À medida em que o campo gravitacional começa a agir sobre apartícula  (luz), esta aumentará seu comprimento de onda , logo desviará para o vermelho. Devido à dualidade matéria-energia  não é possível analisar a partícula como matéria e energia ao mesmo tempo: ou se a enxerga sob o ponto de vista vibratório ou corpuscular.

Em simulações no espaço virtual, descobriu-se que próximo a campos massivos ocupando lugares singulares , a atração gravitacional é tão forte que pode fazer parar o movimento oscilatório, no caso da luz enxergada como comprimento de onda, esta literalmente se apaga. No caso da luz enxergada como objeto que possui velocidade de escape esta é atraída de volta à região de onde foi gerada, pois a velocidade de escape deve ser igual à velocidade de propagação, ambas sendo iguais, a luz matéria é atraída de volta. Logo, a radiação sendo atraída de volta, entra em colapso gravitacional, juntamente à massa que a criou, caindo sobre si mesma.

(O que acontece quando jogamos um relógio em um buraco negro?CLIQUE AQUI! ) 

Quanto tempo dura uma estrela?

O tempo de vida das estrelas depende de sua massa, quanto mais pesada uma estrela mais curta vai ser a sua vida, normalmente consideramos como tempo de vida de uma estrela a fase em que ela está na sequência principal e sua energia é gerada a partir da fusão de átomos de Hidrogênio em átomos de Hélio. Vamos a alguns exemplos, para ficar mais fácil de entender vamos classificar as estrelas comparando-as com o nosso Sol:  Massa da estrela  Tempo de vida aproximado  70 massas solares  300.000 anos  32 massas solares  1,000.000 anos (um milhão de anos)  16 massas solares  10.000.000 anos  6 massas solares  100.000.000 anos (cem milhões de anos)  3 massas solares  1.000.000.000 anos (um bilhão de anos)  1 massa solar  10.000.000.000 anos (dez bilhões de anos)  0,8 massa solar  20.000.000.000 anos  0,48 massa solar  75.000.000.000 anos  0,2 massa solar  200.000.000.000 anos (duzentos bilhões de anos)

 

Telescópio da Nasa detecta planeta 'alienígena' a 33 anos-luz da Terra

Agência espacial americana divulgou ilustração de exoplaneta.
Cientistas buscam corpo celeste com condições de habitabilidade.

Um novo planeta "alienígena", com apenas dois terços do tamanho da Terra, está sendo considerado pelos cientistas como um dos menores já registrados. O corpo celeste fica fora do Sistema Solar e foi detectado pelo telescópio espacial Spitzer, da Nasa. Uma ilustração dele foi divulgada na quarta-feira (18) nos EUA.

Conhecido como UCF-1.01, o exoplaneta orbita uma estrela chamada GJ 436, localizada a 33 anos-luz de distância da Terra. A identificação de planetas pequenos e próximos à principal estrela de seus sistemas ajuda nas pesquisas para encontrar, um dia, um corpo parecido com a Terra e que seja habitável aos seres humanos.

Atualmente, são conhecidos mais de 700 planetas fora do Sistema Solar. A contagem começou em 1995, quando o primeiro planeta a girar ao redor de uma estrela diferente do Sol foi observado.