"Constelação de Taurus"
| Touro | |
 | |
| Nome latino Genitivo | Taurus Tauri |
| Abreviatura | Tau |
| • Coordenadas | |
| Ascensão reta Declinação | 4 h 15° |
| Área total | 797° quadrados |
| • Dados observacionais | |
| Visibilidade - Latitude mínima - Latitude máxima - Meridiano | -65° +90° 15 Jan (21h) |
| Estrela principal - Magn. apar. | Aldebarã (α Tau) 0,85[1] |
| Outras estrelas - Magn. apar. < 3 - Magn. apar. < 6 | 3 - |
| • Chuva de meteoros | |
| • Constelações limítrofes | |
| Em sentido horário: | |
Taurus (Touro) é uma constelação do zodíaco. O genitivo, usado para formar nomes de estrelas, é Tauri. As estrelas mais brilhantes são: Aldebarã (Alfa do Touro) de magnitude aparente 0,85, Alnath (Beta do Touro) de magnitude aparente 1,65 e Hyadum I (Gama do Touro) de magnitude aparente 3,63. Próximo a Teta do Touro encontra-se uma célebre nebulosa, a Nebulosa do Caranguejo.[1][2]
A constelação também é notável por possuir dois belos aglomerados: Híades e Plêiades.[2] As constelações vizinhas, de acordo com as fronteiras modernas, são: Auriga, Perseus, Aries, Cetus, Eridanus, Orion e Gemini.
Tabela de estrelas
Carregue em [Expandir] para visualizar a tabelaNa mitologia grega, este é o touro em que Zeus se transformou para seduzir Europa, uma princesa fenícia. A representação é formada apenas pela cabeça, ombros e membros anteriores do touro. Na literatura grega foi chamada o Busto, representando o touro que raptou Europa, e sua parte posterior estava submersa nas ondas. As estrelas são representadas como um touro em posição de ataque, os chifres enormes abaixados.No antigo Egito, os dois aglomerados de estrelas da constelação do Touro, as Híades e as Plêiades, eram associados à chegada das chuvas.[3]
"Constelação de Taurus"
Esta Constelação contém 27 Objetos celestes
História e Mitologia
Na mitologia grega, este é o touro em que Zeus se transformou para seduzir Europa, uma princesa fenícia. A representação é formada apenas pela cabeça, ombros e membros anteriores do touro. Na literatura grega foi chamada o Busto, representando o touro que raptou Europa, e sua parte posterior estava submersa nas ondas. As estrelas são representadas como um touro em posição de ataque, os chifres enormes abaixados.
No antigo Egito, os dois aglomerados de estrelas da constelação do Touro, as Híades e as Plêiades, eram associados à chegada das chuvas.[3]
Alcyone (estrela)
Alcione espiral
Eta Tauri conhecida como Alcyone é a estrela mais brilhante do aglomerado aberto das Plêiades (M45), na Constelação do Touro. Está a 130 parsecs (425 anos-luz) da Terra; Acredita-se que se originou de uma nebulosa há 100 milhões de anos.
Mitologia
Assim como as outras seis estrelas que compõem as Plêiades da astronomia grega, esta estrela é associada a uma das Plêiades da mitologia grega. Na mitologia grega, Alcíone (filha de Atlas) é uma filha de Atlas, foi possuída por Posidão, com quem teve o filho Hirieu[1].Descrição
Alcyone é um sistema quádruplo composto de:Alcyone A - Estrela gigante azul com magnitude aparente de +2.85. Tem uma luminosidade de 1.400 vezes maior que a do sol e uma temperatura superficial de quase 13.000 K. O tipo espectral do B7 III indica que é uma estrela da emissão. Sua velocidade de rotação elevada (215 km/s) criou na altura de seu equador um disco dos gases arremessados na órbita.
Alcyone B e Alcyone C distam de Alcyone A em 117 e 181 arcseg respectivamente; são Anãs Brancas com magnitude +8, formam um sistema duplo com a distancia entre si de 0.031 arcseg.(aproximadamente a distancia do Sol a Júpiter).
Alcyone D com magnitude of +8.7. orbita Alcyone A em 191 arcseg.
Aldebarã
– Aldebarã aparece junto ao olho esquerdo do touro
Descrição e localização
Se imaginarmos a imagem sugerida para a constelação, a estrela ocupará sensivelmente a posição do olho esquerdo do Touro mítico. O seu nome provém da palavra árabe الدبران al-dabarān que significa "aquela que segue" – referência à forma como a estrela parece seguir o aglomerado estelar das Plêiades durante o seu movimento aparente ao longo do céu nocturno. Quase parece que Aldebarã pertence ao mais disperso dos enxames estelares (as Híades) que constitui, também, o aglomerado mais próximo da Terra. Contudo, a maior parte dos autores crê que, na verdade, está apenas localizada na mesma direcção da linha de visão entre a Terra e as Híades – sendo, portanto, uma estrela independente.Aldebarã é uma das estrelas mais facilmente identificáveis no céu nocturno, tanto devido ao seu brilho como à sua localização em relação a uma das figuras estelares mais conhecidas do céu. Identificamo-la rapidamente se seguirmos a direcção das três estrelas centrais da constelação de Orion (designadas popularmente por “três Marias” ou “Três reis Magos”), da esquerda para a direita (no hemisfério norte) ou da direita para a esquerda, no hemisfério sul – Aldebarã é a primeira das estrelas mais brilhantes que encontramos no seguimento dessa linha. Pode ser vista em Portugal (zona média do hemisfério norte) de Outubro a Março.
Atualmente, a sua energia provém apenas da fusão de hélio, da qual resultam cinzas de Carbono e Oxigénio. O corpo principal desta estrela expandiu-se para um diâmetro de aproximadamente 5,3 × 107 km, ou seja, cerca de 38 vezes maior que o Sol (outras fontes referem que é 50 vezes maior). As medições efetuadas pelo satélite Hipparcos localizam a estrela a 65,1 anos-luz da Terra, e permitem saber que a sua luminosidade é 150 vezes superior à do Sol, o que a torna a décima terceira estrela mais brilhante do céu (0,9 de magnitude).
É ligeiramente variável, do tipo variável pulsante, apresentando uma variação de cerca de 0.2 de magnitude. Outras fontes [1] referem que se situa a 72 anos-luz da Terra e que é 360 vezes mais luminosa que o Sol (outras, ainda, referem apenas 100 vezes mais luminosa). Em 1997, uma equipa de astrónomos (incluindo Artie P. Hatzes e William D. Cochran) anunciou a descoberta de um corpo satélite que pode ser um grande planeta ou uma anã castanha que terá, no mínimo, 11 vezes a massa de Júpiter e que orbitaria a uma distância de 1.35 UA.
A descoberta não foi, contudo, ainda confirmada por outros astrónomos, sendo referidas outras explicações para os dados apresentados.
Significados místicos e astrológicos
Em termos astrológicos, Aldebarã é considerada uma estrela propícia, portadora de honra e riqueza. Segundo Ptolomeu, é da natureza de Marte. O astrólogo e alquimista Cornelius Agrippa escreveu que "o talismã feito sob Aldebarã com a imagem de um homem voando, confere honra e riqueza.É uma das quatro “estrelas reais” (a guardiã do leste), assim designadas pelos Persas, cerca de 3000 a.C.. Também como guardiã do leste corresponde, na tradição, ao arcanjo Miguel ("o que é como Deus"), o Comandante dos Exércitos Celestes. Indicou o equinócio de outono no hemisfério norte em uma fase inicial da história a que se referem escrituras védicas.
Para os cabalistas é associada à letra inicial do alfabeto hebraico, Aleph, e portanto à primeira carta do Tarô, O Mago. Segundo a mitologia própria da Stregheria, ou bruxaria tradicional italiana, Aldebarã é um anjo caído que, durante o equinócio da Primavera, marca a posição de Guardião da porta oriental do céu.
Plêiades M45
As Plêiades (Objeto Messier 45) são um grupo de estrelas na constelação do Touro. As Plêiades, também chamadas de aglomerado estelar (ou aglomerado aberto) M45 são facilmente visíveis a olho nu nos dois hemisférios e consistem de várias estrelas brilhantes e quentes, de espectro predominantemente azul. As Plêiades tem vários significados em diferentes culturas e tradições.O cluster é dominado por estrelas azuis quentes, que se formaram nos últimos 100 milhões de anos. Há uma nebulosa de reflexão formada por poeira em torno das estrelas mais brilhantes que acreditava-se a princípio ter sido formado pelos restos da formação do cluster (por isto receberam o nome alternativo de Nebulosa Maia, da estrela Maia), mas hoje sabe-se que se trata de uma nuvem de poeira não relacionada ao aglomerado, no meio interestelar que as estrelas estão atravessando atualmente. Os astrônomos estimam que o cluster irá sobreviver por mais 250 milhões de anos, depois dos quais será dispersado devido à interações gravitacionais com a vizinhança galáctica.
Nomes e pronúncia
- Veja também: Plêiades no folclore e literatura
Outros nomes notáveis das Plêiades incluem:
- الثريا (al-Thurayya) em Árabe
- כִּימָה em hebraico bíblico
- ثريا (Sorayya) em persa e Urdu
- (Jomsaeng-i) em Coreano (normalmente com o sufixo. byeol "estrela" ou seongdan "grupo de estrelas")
- Subaru em japonês
- Matariki em Maori
- Kṛttikā em Sânscrito
- Parveen (پروین) em persa, Urdu e Indiano
História Observacional
As Plêiades podem ser vistas no Inverno do Hemisfério Norte e no verão do Hemisfério Sul e são conhecidas desde a antiguidade por culturas de todo mundo, incluindo os Maoris (que as chamavam de Matakiri), os Aborígenes australianos, os Persas (que as chamavam Parveen/parvin e Sorayya), os Chineses, os Maias (que chamavam-nas de Tzab-ek), os Astecas (Tianquiztli) e os Sioux da América do Norte.
Os catálogos de estrelas babilônicos chamavam-nas de MUL.MUL, ou "estrela de estrelas", e elas encabeçavam a lista de estrelas da eclíptica, refletindo o fato que elas estavam próximas do ponto do equinócio vernal em torno do século 23 AEC. Alguns astrônomos gregos consideraram-na uma constelação distinta e são mencionados por Hesíodo e na Ilíada e Odisséia de Homero. Eles também são mencionados três vezes na Bíblia (Jó 9:9 e 38:31, bem como no Amós 5:8). As Plêiades (Krittika) são reverenciadas especialmente na mitologia hindu como as seis mães do deus da guerra Skanda, que desenvolveu seis faces, uma para cada uma delas. Alguns estudiosos do Islam acreditam que as Plêiades (Al thuraya) são as estrelas em Najm, que é mencionada no Corão.
Tem sido há muito tempo conhecida por ser um grupo de estrelas relacionadas fisicamente. O reverendo John Michell calculou em 1767 que a probabilidade de um alinhamento de tantas estrelas brilhantes foi de apenas 1 em 500.000 e assim como as Plêiades, muitos outros aglomerados de estrelas devem estar fisicamente ligados.[1] Quando fizeram os primeiros estudos das Estrelas de movimento próprio verificou-se que todas iam na mesma direção do céu, à mesma taxa, o que demonstra que eles ainda estavam ligadas.
Charles Messier mediu a posição do aglomerado e incluiu-a como M45 no seu catálogo de objetos semelhantes a cometas, publicado em 1771. Juntamente com a Nebulosa de Órion e o Aglomerado Presepae, foi curioso notar inclusão das Plêiades por, tal como a maioria dos objectos Messier eram muito fracos e mais facilmente confundidos com objetos semelhantes a cometas, que parece praticamente impossível para as Plêiades. Uma possibilidade é que Messier simplesmente queria ter um catálogo maior do que o seu rival científico Lacaille, cujo catálogo de 1755 continha 42 objetos e, por isso, ele acrescentou alguns brilhantes, para aumentar a sua lista objetos.
Distância
A distância das Plêiades é um primeiro passo importante na assim chamada escada das distâncias cósmicas, uma sequência de escalas de distância para todo o Universo. O tamanho do primeiro passo calibra a escada toda, e a escala para este primeiro passo foi estimado por vários métodos. Como o cluster está bem perto da Terra, sua distância é relativamente fácil de medir. Um conhecimento preciso da distância permite que os astrônomos façam um diagrama de Hertzsprung-Russell para o aglomerado que, quando comparado para os desenhados para clusters cuja distância não é conhecida, permite que suas distâncias sejam estimadas. Outros métodos podem então estender a escala de distâncias de aglomerados abertos para galáxias e aglomerados de galáxias, e uma escada de distâncias cósmicas pode ser construída.Fundamentalmente o entendimento da idade e evolução futura do Universo é influenciada pelo seu conhecimento da distância das Plêiades.
Os resultados anteriores ao lançamento do satélite Hipparcos apontavam que a distância das Plêiades era de cerca de 135 parsecs da Terra. O satélite Hipparcos causou uma consternação entre os astrônomos ao descobrir que a distância era apenas de 118 parsecs ao medir a paralaxe das estrelas no aglomerado—uma técnica que deve dar os resultados mais diretos e precisos. Trabalhos posteriores tem consistentemente encontrado erros na medição da distância das Plêiades pelo Hipparcos, mas ainda não se sabe por que o erro aconteceu.[2] A distância das Plêiades atualmente é aceita como sendo de cerca de 135 parsecs (praticamente 440 anos-luz).[3][4][5]
Composição
O núcleo do aglomerado tem um raio de cerca de oito ano-luz e uma raio da maré de cerca de 43 anos luz. O aglomerado inclui mais de 1.000 membros confirmados estatisticamente, embora este valor exclui estrelas binárias não resolvidas.[6] É dominada por jovens e quentes estrelas azuis, 14 podem ser vistas a olho nu dependendo da observação e das condições locais. O arranjo das estrelas mais brilhantes é algo semelhante a Ursa Maior e Ursa Menor. A massa total contida no aglomerado é estimada em cerca de 800 massas solares.[6]O aglomerado contém muitas anãs marrons, que são objetos com menos de cerca de 8% do da massa do Sol, não possuem massa o suficiente para a fusão nuclear (para iniciar reações em seus núcleos e tornar-se estrelas). Podem constituir até 25% da população total do aglomerado, embora elas contribuem com menos de 2% da massa total.[7] Os astrônomos têm feito grandes esforços para encontrar e analisar anãs marrons nas Plêiades e de outros jovens "aglomerados", porque são ainda relativamente brilhantes e observáveis, enquanto que anãs marrons nos aglomerados são mais "apagadas" e muito mais difíceis de estudar.
Idade e futura evolução
A idade para os aglomerados estelares podem ser estimados comparando com o diagrama de Hertzsprung-Russell do cluster com modelos teóricos de evolução estelar. Utilizando esta técnica, foram estimadas idades entre 75 e 150 milhões de anos para as Plêiades. A dispersão nas idades estimadas é um resultado da incerteza nos modelos de evolução estelar. Em particular, modelos que incluem um fenômeno conhecido como superação convectiva, em que uma zona convectiva dentro de uma estrela penetra uma zona não convectiva, resultando em idades aparentes mais altas.Outra maneira de estima a idade do cluster é olhando os objetos de menor massa. Em estrelas normais na sequência principal, o lítio é rapidamente destruído em reações de fusão nuclear, mas anãs marrons podem reter seu lítio. Devido à temperatura de ignição baixa do lítio, de 2,5 milhões de kelvin, as anãs marrons de maior massa irão queimá-lo eventualmente, assim a determinação das anãs marrons de maior massa que ainda contém lítio no aglomerado pode dar uma idéia de sua idade. A aplicação desta técnica às Plêiades dá uma idade de cerca de 115 milhões de anos.[8][9]
O movimento relativo do aglomerado eventualmente irá levá-lo, conforme é visto da Terra, muitos milênios no futuro, passando pelo pé do que é atualmente a constelação de Órion. Além disso, como muitos aglomerados abertos, as Plêiades não vão ficar conectadas gravitacionalmente para sempre, já que algumas estrelas componentes serão ejetadas depois de encontros próximos e outras serão destruídas por marés de campos gravitacionais. Os cálculos sugerem que o aglomerado levará 250 milhões de anos para se dispersar, com interações gravitacionais com nuvens moleculares gigantes e os braços espirais de nossa galáxia também precipitando sua destruição.
Nebulosa de Reflexão
Observando sob condições ideais, alguns indícios de nebulosas podem ser vistos em torno do aglomerado e isto revela-se em fotografias de longa exposição. É uma nebulosa de reflexão, causada pela poeira que reflete a luz azul das quentes e jovens estrelas.
Antigamente, pensava-se que a poeira foi deixada ao longo da formação do aglomerado, mas com a idade de cerca de 100 milhões de anos geralmente aceitos, quase todas as poeiras "originais" presentes teriam sido dispersos pela pressão de radiação. Em vez disso, parece que o aglomerado está simplesmente passando por uma região de poeira do meio interestelar.
Estudos mostram que a poeira responsável pela nebulosa não é distribuída uniformemente, mas concentra-se principalmente em duas camadas, ao longo da linha de visão para o aglomerado. Estas camadas parecem ter sido formadas pela desaceleração devido à pressão de radiação conforme a poeira se move entre as estrelas.[10]
Estrelas mais brilhantes
As nove estrelas mais brilhantes nas Plêiades tem os nomes das Sete Irmãs da mitologia grega: Asterope, Mérope, Electra, Celeno, Taigete, Maia e Dríope, junto com seus pais, Atlas e Pleione. Como filhas de Atlas, as híades eram irmãs das Plêiades. O nome do aglomerado é em si de origem grega, apesar da etimologia não estar clara. Algumas derivações incluem: de πλεîν plein, navegar, fazendo das Plêiades "as navegantes"; de pleos, cheio ou muitos; ou então de peleiades, bando de pombas. A seguinte tabela dá detalhes das estrelas mais brilhantes no aglomerado:| Estrela | Designação | longitude em 2000 | classe espectral |
| Electra | 17 Tauri | 29TAU25 | B5 |
| Celaeno | 16 Tauri | 29TAU26 | B7 |
| Taygeta | 19 Tauri | 29TAU34 | B7 |
| Maia | 20 Tauri | 29TAU41 | B9 |
| Merope | 23 Tauri | 29TAU42 | B5 |
| Asterope | 21 Tauri | 29TAU44 | B9 |
| Alcyone | Eta (25) Tauri | 00GEM00 | B7 |
| Pais das Plêiades | |||
| Atlas | 27 Tauri | 00GEM21 | B9 |
| Pleione | 28 (BU) Tauri | 00GEM23 | B8 |
Objetos do Catálogo Messier[Esconder]
| M1 | M2 | M3 | M4 | M5 | M6 | M7 | M8 | M9 | M10 | ||
| M11 | M12 | M13 | M14 | M15 | M16 | M17 | M18 | M19 | M20 | ||
| M21 | M22 | M23 | M24 | M25 | M26 | M27 | M28 | M29 | M30 | ||
| M31 | M32 | M33 | M34 | M35 | M36 | M37 | M38 | M39 | M40 | ||
| M41 | M42 | M43 | M44 | M45 | M46 | M47 | M48 | M49 | M50 | ||
| M51 | M52 | M53 | M54 | M55 | M56 | M57 | M58 | M59 | M60 | ||
| M61 | M62 | M63 | M64 | M65 | M66 | M67 | M68 | M69 | M70 | ||
| M71 | M72 | M73 | M74 | M75 | M76 | M77 | M78 | M79 | M80 | ||
| M81 | M82 | M83 | M84 | M85 | M86 | M87 | M88 | M89 | M90 | ||
| M91 | M92 | M93 | M94 | M95 | M96 | M97 | M98 | M99 | M100 | ||
| M101 | M102 | M103 | M104 | M105 | M106 | M107 | M108 | M109 | M110 |
Plêiades (mitologia)
Na mitologia grega, as plêiades eram filhas de Atlas e Pleione. Cansadas de serem perseguidas pelo caçador Órion, pediram a Zeus que as transformasse em uma constelação.
As plêiades são: Electra, Celeno, Taigete, Maia, Mérope, Asterope e Dríope.
[Esconder]
Beta Tauri
Beta Tauri (β Tau / β Tauri) é a segunda estrela mais brilhante da constelação de Taurus, com uma magnitude aparente de 1,7.
Porque se encontra na fronteira com a constelação de Auriga, também tem a designação de Gamma Aurigae (γ Aur) (designação rramente usada hoje em dia). Também é designada por Elnath ou El Nath.
Em relação ao sol, esta estrela é notável pela elevada abundância de manganês. Pelo contrário, é pobre em cálcio e magnésio.
Esta estrela começou a divergir da sequência principal, tornando-se numa gigante laranja.
T TAURI
.T Tauri
.T Tauri
Estrela T Tauri
As estrelas T Tauri são um tipo de estrelas variáveis irregulares nomeadas a partir do objecto prototípico do grupo, a estrela T Tauri. São estrelas jovens que ainda não entraram na sequência principal (estrelas pré-sequência principal). Encontram-se perto de nuvens moleculares e se identificam pela variabilidade estelar e presença de linhas intensas na sua cromosfera.
Características
As estrelas T Tauri são as estrelas mais jovens visíveis,[1] de tipo espectral F, G, K e M e com uma massa inferior a duas massas solares.[2] As suas temperaturas superficiais são similares à das estrelas da sequência principal de massa parecida, mas a sua luminosidade é significativamente mais alta dado o seu maior raio.As suas temperaturas centrais são provavelmente demasiado baixas para iniciar reacções termonucleares. Em seu lugar, a sua fonte de energia é baseada na libertação de energia gravitacional à medida que a estrela se contrai para formar uma estrela da sequência principal, podendo tardar em alcançar este estado entre 10 e 100 milhões de anos. As estrelas T Tauri têm curtos períodos de rotação (por volta de doze dias comparado com um mês para o Sol) e são muito activas e variáveis.
Mostram emissões intensas e variáveis de raios X e de ondas de rádio, e muitas apresentam ventos solares muito fortes. Os seus espectros apresentam maior abundância de lítio que o Sol e outras estrelas da sequência principal, já que este elemento químico se destrói a temperaturas superiores a 2.500.000 K.
Aproximadamente a metade das estrelas T Tauri estudadas possuem discos circumestelares, denominados neste caso discos protoplanetários, dado que se trata dos possíveis progenitores de sistemas planetários como o Sistema Solar. A maioria das estrelas T Tauri encontram-se em sistemas binários.
Objectos parecidos com as estrelas T Tauri mas com massa maior (de 2 a 8 massas solares) são as chamadas estrelas Herbig Ae/Be, que correspondem a estrelas de tipo espectral A e B que ainda não entraram na sequência principal. Não se observaram objectos deste tipo com massa superior a 8 massas solares, pois evoluem muito rapidamente: quando são visíveis já se produz a fusão do hidrogénio no núcleo e são, portanto, estrelas da sequência principal.
Nebulosa do Caranguejo
| Nebulosa do Caranguejo | |
 Nebulosa do Caranguejo | |
| Descoberto por | John Bevis |
| Data | 1731 |
| Dados observacionais (J2000) | |
| Tipo | Remanescente de supernova |
| Constelação | Taurus |
| Asc. reta | 05h 34m 31,97s |
| Declinação | +22° 00' 52,1" |
| Magnit. apar. | 8,4 |
| Distância | 6.300 anos-luz |
| Dimensões | 6x4 minutos de arco |
| Outras denominações | |
| M1, NGC 1952 | |
 | |
- Nebulosa do Caranguejo (também conhecida por Nebulosa da Rolha, Nebulosa da Borboleta) (catalogado por NGC 1952, M1 - Messier 1, Taurus A) é um remanescente de supernova na constelação de Taurus. A nebulosa foi observada pela primeira vez em 1731, por John Bevis.
Ela é o remanescente da supernova SN 1054, que foi registrada, como uma estrela visível à luz do dia, por astrônomos chineses e árabes em 1054. Localizada a uma distância de cerca de 6 300 anos-luz (2 kpc) da Terra, a nebulosa tem um diâmetro de 11 anos-luz (3,4 pc) e está se expandindo à taxa de cerca de 1 500 quilômetros por segundo.
A nebulosa contém um pulsar no seu centro que gira trinta vezes por segundo, emitindo pulsos de radiação, de raios gama a ondas de rádio. Esta nebulosa foi o primeiro objeto astronômico identificado com uma explosão supernova histórica.
A nebulosa age como uma fonte de radiação para estudar corpos celestes que estejam ocultos nela. Nos anos 1950 e anos 1960, a coroa do Sol foi mapeada a partir de observações de ondas de rádio da nebulosa do Caranguejo passando por ela e, mais recentemente, a espessura da atmosfera em Titã, lua de Saturno, foi medida através do bloqueio de raios-X da nebulosa.
Origem
Ver artigo principal: No início do século XX, a análise de antigas fotografias da nebulosa tiradas com vários anos de diferença entre si revelou que ela estava se expandindo. Refazendo o caminho da expansão, verificou-se que a nebulosa deveria ter sido formada cerca de 900 anos antes. Registros históricos revelaram que uma nova estrela, brilhante o suficiente para ser vista durante o dia, tinha sido registrada na mesma região do céu por astrônomos chineses e árabes em 1054.[2][3] Dada sua grande distância, a "estrela aparecida" de dia observada por chineses e árabes só poderia ter sido uma supernova — uma estrela que explodiu após ter exaurido a energia disponível para as reações de fusão nuclear e colapsou sobre si mesma.
Análises recentes dos registros históricos mostram que a supernova que criou a Nebulosa do Caranguejo provavelmente ocorreu em abril ou no começo de maio de 1054, chegando ao seu brilho máximo de magnitude aparente entre −7 e −4,5 (mais brilhante do que qualquer objeto no céu noturno, exceto pela Lua) em julho do mesmo ano.
A supernova foi visível a olho nu por cerca de dois anos após sua primeira observação.[4] Graças às observações registradas pelos astrônomos do Extremo Oriente e do Oriente Médio em 1054, a Nebulosa do Caranguejo se tornou o primeiro objeto astronômico reconhecido como sendo ligado a uma explosão supernova.[3]
Condições físicas
Em 1953, Iosif Shklovsky propôs que a região azul difusa fosse predominantemente produzida por radiação síncrotron, que é a radiação gerada pela curva de elétrons movendo-se em velocidades acima da metade da velocidade da luz.[6] Três anos mais tarde, a teoria foi confirmada por observações. Nos anos 1960, foi descoberto que a fonte das trajetórias curvas dos elétrons era o forte campo magnético produzido por uma estrela de nêutrons no centro da nebulosa.[7]
A Nebulosa do Caranguejo atualmente está se expandindo a uma taxa de cerca de 1.500 km/s.[8] Imagens tiradas vários anos de distância entre si revelam a lenta expansão da nebulosa e, comparando sua expansão angular com sua velocidade de expansão determinada espectroscopicamente, a distância da nebulosa pode ser estimada. Observações modernas dão uma distância até a nebulosa de cerca de 6.300 anos-luz,[9] significando que ela tem cerca de 11 anos-luz de comprimento.
Rastreando sua expansão consistentemente determina uma data para a criação da nebulosa várias décadas após 1054, implicando que sua velocidade externa acelerou desde a explosão supernova.[10] Acredita-se que esta aceleração é causada pela energia do pulsar que alimenta-se do campo magnético da nebulosa, que se expande e força os filamentos da nebulosa para fora.[11]
Estimativas da massa total da nebulosa são importantes para estimar a massa da estrela progenitora da supernova. Estimativas da quantidade de matéria contida nos filamentos da Nebulosa do Caranguejo variam de cerca de 1–5 massas solares;[12] embora outras estimativas baseadas na investigação do Pulsar do Caranguejo levem a números diferentes.
Estrela central
Pulsares são fontes de poderosa radiação eletromagnética, emitida em pulsos curtos e extremamente regulares muitas vezes por segundo. Eles eram um grande mistério quando descobertos em 1967, e a equipe que identificou o primeiro considerou a possibilidade de que ele fosse um sinal de uma civilização avançada.[17]
Porém, a descoberta de uma fonte de rádio pulsante no centro da Nebulosa do Caranguejo era forte evidência de que pulsares eram formados por explosões de supernova. Eles agora são compreendidos como estrelas de neutrôns girando rapidamente, cujo poderoso campo magnético concentra suas emissões radioativas em raios estreitos.
Acredita-se que o Pulsar do Caranguejo tenha cerca de 28–30 km em diâmetro;[18] ele emite pulsos de radiação a cada 33 milisegundos.[19] Os pulsos são emitidos em comprimentos de onda através do espectro eletromagnético, de ondas de rádio a raios-X. Assim como todos os pulsares isolados, seu período está desacelerando muito gradualmente. Ocasionalmente, seu período rotacional demonstra mudanças abruptas, conhecidas como 'glitches'. Acredita-se que são causados por um realinhamento repentino dentro da estrela de nêutrons.
A energia liberada à medida que o pulsar desacelera é enorme e ele alimenta a emissão da radiação síncrotron da Nebulosa do Caranguejo, que tem uma luminosidade total cerca de 75.000 vezes maior que a do Sol.[20]
O lançamento de extrema energia do pulsar cria uma região incomumente dinâmica no centro da Nebulosa do Caranguejo. Enquanto a maior parte dos objetos astronômicos evoluem tão lentamente que mudanças somente são visíveis em escalas de tempo de muitos anos, as partes internas do Caranguejo mostram mudanças em escalas de tempo de apenas alguns dias.[21]
A característica mais dinâmica da parte interior da nebulosa é o ponto onde o vento equatorial do pulsar atinge a parte principal da nebulosa, formando uma frente de choque. O formato e a posição desta característica muda rapidamente, com o vento equatorial aparecendo como uma série de características parecidas com nuvens que imergem, tornam-se brilhantes e então, empalidecem, à medida que se movem para longe do pulsar em direção ao corpo principal da nebulosa.
Estrela progenitora
A estrela que explodiu como uma supernova é chamada de estrela progenitora da supernova. Dois tipos de estrelas explodem como supernovas: anãs brancas e estrelas maciças. Nas chamadas supernovas Tipo Ia, gases caindo em uma anã branca aumentam sua massa até que ela se aproxima de um nível crítico, o limite de Chandrasekhar, resultando em uma explosão; nos Tipos Ib/c e supernovas Tipo II, a estrela progenitora é uma estrela maciça que ficou sem combustível para alimentar suas reações de fusão nuclear e colapsa em si mesma, atingindo temperaturas tão fenomenais que explode.
A presença de um pulsar no Caranguejo significa que ela deve ter sido formada em um supernova de colapso de núcleo; supernovas Tipo Ia não produzem pulsares.
Modelos teóricos de explosões de supernova sugerem que a estrela que explodiu para produzir a Nebulosa do Caranguejo devia ter uma massa de entre 8 e 12 massas solares. Acredita-se que estrelas com massas menores do que 8 massas solares sejam pequenas demais para produzir explosões de supernova e terminam suas vidas produzindo uma nebulosa planetária, ao invés disso, enquanto uma estrela mais pesada do que 12 massas solares teria produzido uma nebulosa com uma composição química diferente daquela observada na Nebulosa do Caranguejo.[22]
Um problema significativo nos estudos da Nebulosa do Caranguejo é que a massa combinada da nebulosa e do pulsar somam consideravelmente menos do que a massa predita da estrela progenitora e a questão de onde a 'massa faltando' está permanece sem solução.[23] Estimativas da massa da nebulosa são feitas medindo o total de luz emitida e calculando a massa exigida, dadas temperatura e densidade medidas da nebulosa. Estimativas variam de 1–5 massas solares, com 2–3 massas solares sendo o valor geralmente aceito.[22] Estima-se que a massa da estrela de nêutrons seja de 1,4 a 2 massas solares.
A teoria predominante para entender a massa faltando na Nebulosa do Caranguejo é que uma proporção significativa da massa da progenitora foi levada embora antes que da explosão supernova em um rápido vento estelar. Porém, isto teria criado um casco em torno da nebulosa. Embora tentativas tenham sido feitas em vários comprimentos de onda diferentes para observar o casco, nada jamais foi encontrado.[24]
Trânsitos por corpos do Sistema Solar
Trânsitos lunares têm sido utilizados para mapear as emissões de raios-X da nebulosa.
Antes do lançamento de satélites observadores de raios-X, como o Observatório de raios-X Chandra, observações de raios-X geralmente tinham uma resolução angular baixa, mas quando a Lua passa em frente à nebulosa, sua posição é conhecida muito acuradamente e, portanto, as variações no brilho da nebulosa podem ser usadas para criar mapas de emissões de raios-X.[25] Quando raios-X foram observados pela primeira vez na Nebulosa do Caranguejo, uma ocultação lunar foi utilizada para determinar a exata localização de sua fonte.[15]
A coroa do Sol passa em frente à Nebulosa do Caranguejo a cada junho. Variações nas ondas de rádio recebidas da Nebulosa do Caranguejo nesta época podem ser utilizadas para inferir detalhes sobre a densidade e a estrutura da coroa. Observações primárias estabeleceam que a coroa se estendia a distâncias muito maiores do que se havia suposto antes; observações subseqüentes descobriram que a coroa continha variações de densidade significativas.[26]
Muito raramente, Saturno transita pela Nebulosa do Caranguejo. Seu trânsito em 2003 foi o primeiro desde 1296; outro não acontecerá até 2267. Observadores usaram o Observatório de raios-X Chandra para observar Titã, a lua de Saturno, enquanto atravessava a nebulosa, e descobriram que a 'sombra' de raios-X de Titã era maior do que sua superfície sólida, devido à absorção de raios-X em sua atmosfera. Essas observações mostraram que a espessura da atmosfera de Titã é de 880 km.[27] O trânsito de Saturno em si não pôde ser observado, pois Chandra estava atravessando o cinturão de Van Allen na época.
Na ficção
- Terráqueos encontram uma raça alienígena pela primeira vez na Nebulosa do Caranguejo na história de ficção científica First Contact (Astounding, maio de 1945) de Murray Leinster.
- De acordo com Dave Barry Slept Here: A Sort of History of the United States, a Nebulosa do Caranguejo foi cedida aos Estados Unidos pela Espanha, junto com Cuba, Porto Rico, Filipinas, Guam, Ilha Wake, Austrália, Ilha Snooze, Antártica e França, logo depois de sua derrota na Guerra Hispano-Americana pelos Boston Celtics, na Corrida até a Colina San Juan.
- No serial de Doctor Who, Colony in Space, o Mestre revela que a criação da Nebulosa do Caranguejo foi o resultado da Super Corrida do planeta Exarius (ou Uxarius) para testar sua Arma do Dia do Juízo Final, um mecanismo que podia projetar antimatéria em uma velocidade acima da velocidade da luz.
- No filme Dude, Where's My Car? (2000), dois homens do espaço sideral convidam um culto obcecado por alienígenas para uma festa na Nebulosa do Caranguejo.
- Na série As Tartarugas Ninjas, durante a fase onde os tartarugas e April realizam um tour pela Europa, em Roma, um casal de aliens polvo tentam roubar os tesouros de arte da Terra. Para enganar os aliens e mandá-los embora, os tartarugas pregam nos objetos uma etiqueta com os dizeres: Fabricado na Nebulosa Caranguejo. Aqui seria equivalente a uma expressão do tipo made in China.
ABNP | N (continuação) | N (continuação)PU Fonte: Wikipedia  |
Nenhum comentário:
Postar um comentário
Que tal comentar agora?