M 69 : O Lacaille Roubado

  M 69 é alvo de muita discussão. Seria ele uma descoberta de Lacaille ou um Messier original?

  Parece-me que apesar da posição defendida no site da SEDS (Helmut Frommert)  e apoiada na opinião de Glen Cozens não cabe muita duvida que a descoberta deste discreto globular na base do "Bule" , que identifica a constelação de Sagitário,  foi obra  do nosso patrono aqui no Nuncius Australis , o Abbe Lacaille.

   Cozens e Frommert apóiam sua hipótese" garfando" nosso padroeiro  sobre três "fatos":

   A) A Posição registrada no Catalogo Lacaille original esta errada.

   B) O Objeto seria muito tênue se comparado a outras entradas do Catalogo.

   C) Existem três estrelas na posição registrada por Lacaille que poderiam ser confundidas como uma nebulosa em pequenos aparelhos . Seria a Entrada do General Catalog de Herschel  5076

   Vamos analisar cada uma destas afirmações .

   A posição registrada por Lacaille realmente é errada. Em seu original ele registra a posição do Globular como sendo  18:13:41 ,  - 33 ^o 37´05´´ .  Entre 1752 e atualmente a sua  a posição média seria  RA: 18:15: 15 DE:-32°29' 24".  M 102 apresenta um erro muito maior e foi incluída no Catalogo Messier apesar de muitos acreditarem tratar-se de uma obvia observação repetida de M 101 (outros alegam que se trata de Ngc 5866 (Frommert), 5879, 5908 ou ainda 5928)...

   M69 não é em nada tênue demais em comparação a outras ( poucas...)  entradas do catalogo Lacaille . E apresenta um brilho de superfície bem alto. Diversas outras entradas do catalogo são alvos bem mais difíceis de serem observados (M83 e M55 são dois exemplos óbvios)  e nunca se colocou em duvida a capacidade de Lacaille percebe-los com seus pequenos aparelhos. Por experiência própria já percebi M69 como buscadoras em muito semelhantes ao equipamento do Abbe e embora difícil diferenciar este de algumas estrelas no mesmo campo uma analise atenta revela sua natureza distinta.  

   A entrada do GC 5076 tornou-se Ngc 6634 no posterior trabalho de Dreyer . E como podemos perceber na posição indicada por este não existe nem mesmo um asterismo . No Cartes du Ciel podemos ler que a entrada foi causada por um erro na placa.  Ambos os autores citados associam M69 a Ngc 6634.

   Retirando-se o trabalho de Frommert ( SEDS) e de Cozens a maioria dos autores concorda  e mantém M 69 como uma descobert de Lacaille . Tanto  O´Meara em seu "Deep Sky Companions: The Messier Objects" como Mallas em seu clássico " The Messier Album" garantem a descoberta de M69 a Lacaille. Burnham em seu "Celestial Handbook" também atribui a descoberta ao mesmo  em 1752.  E ainda nos diz que este não detectou nenhum sinal de resolução na nebulosa.

   O próprio Messier dá créditos a Lacaille  em em sua apresentação. Ele o observou em 31 de agosto de 1780. Este foi acrescentado a seu catalogo e assim acabou recebendo seu nome mais famoso no mesmo ano.   

   Apesar de Cozens achar dificil que tenha havido algum erro de impressão ou confusão por parte do Abbe no registro de M69 eu creio que ambos são muito prováveis. Afinal se localizo erros de impressão em meus livros de Astronomia escritos e publicados em  pleno seculo XXI imagine em 1755 quando foi este apresentando pela primeira vez  no Memoirs d´Academie...    

   A descrição de Lacaille é bastante precisa e é fato publico e notório que ele escaneou estas regiões do céu de forma incansável e de local muito mais apropriado para o registro do que Messier. M 69 pode ser um alvo difícil de Paris. Porém sob os céus da Cidade do Cabo no meio do Sec. XVI não era de forma alguma um desafio impossível ou mesmo difícil.  Em seu " Catalogo de Nebulosas dos Céus Austrais" ele descreve , como sempre de forma precisa e sucinta , M69 assim: " Parece o nucleo de um pequeno Cometa." A descrição é perfeita e justifica a inspeção realizada posteriormente por Messier em seu catalogo que buscava justamente registrar estes impostores... Apesar de Messier não ter localizado o mesmo na primeira busca que fez deste ele localizou o mesmo poucos dias depois e jamais levantou duvida sobre a descoberta de seu colega.

   M 69 além de uma paternidade disputada possui grande interesse cosmológico. É um dos globulares mais ricos em metais de todos. Com aproximadamente de 22%   da metalicidade de nosso sol ele é um prodígio. M 70 que é um aglomerado globular extremamente próximo dele apresenta apenas 4% de metalicidade em comparação as estrelas da população I. 

   M 69 habita a "Avenida dos Globulares " na base do bule e é o mais brilhante destes aglomerados que incluem M54 e M70. Localiza-lo , como já foi dito é fácil, e este reside a pouco mais de 1^o ao norte da linha imaginaria que liga Ascella e Kaus Borealis. Há 29.700 anos luz de nós e a 6.200 anos luz do centro galáctico. Juntamente com M 70 é um dos mais próximos deste centro. Um esta a  apenas 1200 anos luz do outro . M69 ocupa uma área 9,8 minutos de arco oque nos leva a um rio de 42 anos luz.  Sua classificação na escala Shapley é da classe V . Ou seja uma aglomerado com uma concentração intermediaria e estrelas. Seu núcleo se espalha por aproximadamente 6 anos luz de espaço e este possui uma massa de 300.000 sóis. Sua órbita não o afasta muito do centro e não é altamente excêntrica. Isto ( e outras coisas) o faz bem diferente de M 70...

   A origem dos globulares é objeto de grande debate. O sistema de Globulares da galaxia tem sido tradicionalmente dividido em duas populações distintas.   

   A primeira pobre em metais , de formato esférico ou quase esférico  e de lenta rotação. São a população de globulares do halo galáctico.

   M 69 é um representante clássico e pedagógico do segundo grupo. A População do "disco". Estes são ricos em metal , achatados e "giram" rapidamente.

  Quando falo em metais me refiro a qualquer elemento além do Hélio na tabela periódica...

   Estudos mais recentes dos ditos aglomerados globulares do disco sugerem que a distinção não é assim tão obvia e que os ditos aglomerados do disco tem sua natureza mais intimamente ligada ao bojo galáctico que propriamente ao disco desta.   A propriedade físicas destes globulares são fonte de muitas informações  relativas a evolução dinâmica do principio de nossa galaxia  e de outras galaxias.

   Uma das hipóteses mais difundidas é que Globulares surgem da absorção de outras galaxias e que estes seriam os "restos" do núcleo destas galaxias canibalizadas.  

   Em um interessante estudo realizado por Kenjy Bekki e Masashi Shiba em 2001 é proposta uma   hipótese para a formação de globulares de disco. estes seriam o resultado de uma intensa formação estelar desencadeada na região central de galaxias anãs sendo absorvidas por sua galaxias centrais. Propõem até um mecanismo que alguns destes seriam fruto da absorção e interação de duas galaxias anãs com o disco de sua galaxia matriz. É importante lembrar que estes processos acontecem nos primórdios do universo e que aglomerados globulares são estruturas muito antigas. Mas o processo explicaria  porque os aglomerados de disco são mais ricos em metais que os típicos globulares do halo. Nos bojos galácticos onde a temperatura e a pressão são maiores  o surgimento de metais ocorreu  de forma mais acelerada e o processo de formação estelar foi mais intenso.    A quem interessar possa o paper dos rapazes pode ser acessado em  http://iopscience.iop.org/article/10.1086/337984/fulltext/;jsessionid=8C23D8B602F07D500BCF751FDB608076.c1   

   M 69 se apresenta como uma pequena estrelas sem foco com meu 15X70 mesmo em noites de lua. Em céus mais escuros já o percebi com minha buscadora 8X50 mm. Requer atenção para ser diferenciado das estrelas de campo. Com meu telescópio com 48X de aumento resolvo umas poucas estrelas em suas bordas. Com 120 X resolvem-se um pouco mais porém o núcleo continua sem solução. Com um brilho de superfície alto resiste bem a grandes magnificações.

   Realizei algumas fotos de M 69 que demonstram que sua concentração é mediana .  É um alvo fotográfico fácil  que fiz ficar difícil...

   Foram realizadas 14 fotografias de 15 segundo de exposição com ASA 3200.  A câmera utilizada foi uma  Canon T3 montada em foco direto em um Telescópio newtoniano de 150 mm f8. Com a Lua ainda bem cheia . Posteriormente realizei a captura de 7 dark frames e 7 Bias . Fiz também 3 flats. As fotos foram "empilhadas" no Deep Sky Stacker  e posteriormente tiveram levels e curves trabalhados no Photoshop CS5.  Infelizmente o alinhamento polar ficou a desejar e as foto com drizzle demonstram isto claramente. 

3X Drizzle

   M 69 é, muito  provavelmente,  um Lacaille original e a entrada Lac I . 11 em seu "Sur les Étoiles Nébuleuses du Ciel Austral"  publicado em 1755 .  

   

             

M 11 e M 55 - O Diabo esta nos Detalhes

           

            As aparências enganam. Nem tudo é o que parece ser . Quem vê cara não vê coração. São varias as expressões mas todas elas tem um mesmo significado implícito. Os olhos nos enganam.

            Neste post eu achei interessante reunir 2 aglomerados que são extremamente diferentes em quase todos os parâmetros concebíveis mas que apresentam uma aparência  "semelhante".

            Entre as estruturas galácticas mais marcantes estão os chamados aglomerados abertos ou galácticos e os Aglomerados globulares. Em geral sua forma não deixa duvidas a respeito de quem é uma coisa e de quem é outra .

            Mas nossos dois convidados hoje , se levarmos em conta apenas a aparência junto a telescópios amadores, podem levar a uma certa confusão.

            M11 é um aglomerado aberto. E M 55 é um globular. É importante diferenciar aparência de morfologia.  

            Só que enquanto M11 é um aglomerado aberto super denso M 55 é um globular bastante disperso.

            O grau de concentração de aglomerados globulares é medido utilizando-se a escala Shapley -Hoog.  A escala leva este nome por ter sido criada por Harlow Shapley e por Helen Sawyer Hoog nos anos 20 do século passado.  Nesta os globulares são classificados de I a XII ( 1 a 12 em numerais romanos) . I significa que o aglomerado é extremamente denso. XII que este é bem pouco concentrado.    

            Harlow Shapley foi um astrônomo americano  lembrado pela maioria de nós  por ter sido uma das figuras centrais no famoso "Grande Debate" ou " O Debate Shapley- Curtis".

            Em 1920 o debate entre estes dois grandes astrônomos jogou luz sobre a cosmologia do Seculo XIX- um tempo em que os astrônomos tinham uma concepção sobre a estrutura e a forma do universo bastante diferente da que possuímos hoje. Shapley e Curtis passaram sua carreira estudando a Via Lactea. Hoje em dia é facil vermos que ambos tiveram seus erros e acertos . A meu ver os erros de Shapley  com relação a estrutura do universo foram maiores que os de Curtis . Mas não se pode negar que a herança de Shapley , sobretudo quando falamos da Via Láctea, foi maior que a de Curtis.

            Shapley acreditava que tudo no universo estava localizado em nossa galaxia. Ele acreditva que a galaxia era muito grande - 300.000 anos luz em diâmetro- e que o sol não estava em uma posição central.  Shapley também defendia que as Nébulas espirais ( Nebulosas em forma de espiral percebidas em telescópios) eram nuvens de gás "próximas" localizadas dentro da Via Láctea. Shapley baseou suais idéias sobre o tamanho da galaxia em suas observações de aglomerados globulares ( seus trabalhos sobre o assunto são ainda importantes). Ele determinou a distancia  do proeminente globular M 13 ( O Grande Globular de Hércules) e assumiu que todos os globulares teriam   aproximadamente o mesmo tamanho. Desta forma utilizou seu tamanho aparente para determinar suas distancias ( quanto mais distantes menores estes seriam...) . Ele descobriu que os aglomerados globulares formam um halo ao redor do disco chato que formam o resto da galaxia. E assim "determinou" que a galáxia possuiria 300.000 anos luz em diâmetro e de que o sol se encontrava a 50.000 anos luz do centro desta.

            Isto concorda , a grosso modo , com o atual entendimento da morfologia de nossa galaxia. A via láctea tem um diâmetro de 100.000 anos luz e o sol se encontra a 25.000 anos luz do centro  do disco. 

            Seu grande erro foi não acreditar que as nebulosas espirais estivessem além dos limites da galaxia. Uma teoria popular , na época, dizia que estes eram sistemas solares tardios em processo de formação.

            Já Curtis acreditava que a galaxia era bem menor que o proposto ( 30.000 anos luz) e que o sol se encontrava próximo a seu centro. Mas acertou quando concluiu que as nebulosas espirais estavam muito além da Via Lacte e que eram universos ilhas. ele concordava com Shapley que os globulares não habitavam o disco galáctico mas estavam muito mais próximos do que o previsto por Shapley.

            De qualquer forma a escala Shapley Hoog de concentração de Globulares é ainda utilizada e M 55 é um Globular do tipo XI. O menos concentrado de todos os Globulares no Catalogo Messier.

            Já os aglomerados abertos são classificados pela escala  Trumpler. . Esta criada por Robert Julius Trumpler . Trumpler . assim como Shapley, tentou determinar o tamanho da galaxia. Só que para tal utilizou aglomerados abertos. chegou a um tamanho de aproximadamente 36.000 anos luz e achava que o sol se encontrava perto do centro desta. posteriormente reviu sua posição. Sua classificação se baseia em três parâmetros :

 Grau de Concentração 

I- Aglomerados destacados com forte concentração central

II- aglomerados destacados com pequena concentração central

III-Aglomerados destacados sem considerável concentração

IV-  Aglomerados pouco destacados mas com forte concentração no campo ( de observação)

 Brilho das estrelas membro

1- A maioria das estrelas com o mesmo brilho aparente.

2-Uma distribuição mediana do brilho das estrelas.

3-Aglomerado de composto de estrelas brilhante e tênues.

Numero de estrelas

p- Aglomerados pobres com menos de 50 estrelas

m-Aglomerados médios possuindo de 50-100 estrelas

r-aglomerados ricos com mais de 100 estrelas.

                M11 é um aglomerado aberto classificado como  I 2 r. Alguns autores antigos o classificavam como II 2 r.

            A foto abaixo mostra como estes dois habitantes da Via láctea podem ser parecidos morfologicamente. Mas é apenas um truque óptico.

            Sua semelhança se deve apenas ao grau de concentração destes , sua distancia de nós e das limitações  do Newton ( meu refletor de 150 mm f8) . Ambos foram submetidos a 15 exposições de 15 segundos com ASA 3200.. As fotos foram feitas na mesma noite e com ambos altos no céu.

            Mas a semelhanças acabam aí.

            Um de meus livros favoritos na faculdade foi o "Geomorfologia" do Christofoletti. Neste são descritos as formas e processos que determinam a morfologia do relevo terrestre.  Eu sempre achei que o parente mais próximo deste , na astronomia , é o clássico "Astronomy: The Structure of the Universe" do Kaufmann. Neste ela vai nos explicar as formas (DSO´s) e processos envolvidos a morfologia destes DSO´s e como estes vão se apresentar ( e de certa forma) e determinar a morfologia do Universo em si.  Um dos conceitos fundamentais para a ciência é o de escala. Em uma simplificação ( mas sendo um exemplo bem didático) poderíamos dizer que a geografia esta para a astronomia assim como Aglomerados abertos estão para globulares. As distancias, tamanhos , massa , energias e o tempo são os alguns dos parâmetros que vão variar nos processos. Mas existe uma idéia de continuidade...   

            Aglomerados abertos habitam os disco galáctico e são "jovens". Globulares habitam o Halo  e são "antigos".  

            A analise dos diagramas HR de nossos convidados deixa isto bem claro. O digrama de um globular e a analise de modelos teóricos de evolução estelar vai mostrar que M 55 (assim como quase todos os globulares...) possui ,tipicamente, uma sequência principal curta e um "ramo"horizontal proeminente que demonstram uma grande presença de estrelas antigas que já ultrapassaram as fases de gigantes e super gigantes.  A analise destes diagramas em Globulares mostra que , curiosamente, que quase todos os globulares tem idades semelhantes ( e muitos bilhões de anos) e que se formaram durante um curto período de tempo ao longo da história do universo. Em um tempo que as galaxias eram ainda muito jovens. Estimativas recentes nos levam a idades entre 12 e 20 bilhões de anos . Valores aceitos de forma mais unanime ficam entre 12 e 16 bilhões de anos . Estes valores são fundamentais para se determinar os limites mínimos para a idade do próprio universo.  Os valores para a idade de globulares são alvo de intenso debate na cosmologia e sofrem alterações constantes devido as mudanças nas distancias na  escala do universo. O satélite Hiparcos mudou em muito as distancias aceitas destes e consequentemente de seu brilho. Bem como a idade destes. valores até 15% menores passaram a ser aceitos. O universo remoçou...

            Já aglomerados abertos são também  de fundamental importância para o a compreensão da teorias de evolução estelar.  A espectro grafia de globulares nos revela as caracteristicas de estrelas da população II e pobres em metais . Já as de aglomerados abertos nos explica a evolução de estrelas de populações mais recentes e muito mais ricas em metais.  Os digramas HR de aglomerados abertos apresentam, em geral, um grande numero de estrelas na sequência principal. Conforme envelhecem começam a surgir estrela no canto direito superior mostrando estrelas que terminaram de queimar seu hidrogênio e evoluíram para o estagio de gigantes vermelhas.  Estas são como uma marca registrada de aglomerados abertos de idade intermediaria e mais velhos. 

            Já globulares tem com uma característica marcante estrelas variáveis  do tipo RR Lyrae. Mais raro é perceber Nebulosas planetárias em globulares, provavelmente devido a pouca duração deste estagio evolutivo. Aliás observar nebulosas planetárias em Globulares é um esporte para a elite dos observadores... 

            Tanto globulares como aglomerados abertos sofrem influencia gravitacional de outros corpos na galaxia. Isto acaba por desagregar suas estrelas. Mas enquanto aglomerados abertos em geral duram alguns  milhões de anos globulares funcionam em outra escala de tempo. Bilhões...

            Agora que já falamos da semelhanças e diferenças vamos tratar M55 e M 11 ( Ngc 6705) de uma forma mais particular.

            Como antiguidade é posto ... M 55.

            M55 é uma descoberta do nosso patrono aqui no Nuncius Australis , o Abbe Lacaille,  realizada em 1752.  É a 14^a  entrada da categoria I ( Nebulosas sem estrelas) de seu catalogo. Sempre sucinto ele nos diz: " Parece um obscuro núcleo de um grande cometa.".  Já Messier é um pouco mais falante: " Nébula que se parece com um remendo esbranquiçado , com aproximadamente 6´. Sua luz é homegeneamente distribuída e não foi percebida nenhuma estrela".

            É curioso Messier não ter resolvido nenhuma estrela em M55 e demonstra como era pobre a ótica de seu equipamento. M 55 é um dos poucos globulares que devido a sua pouca concentraçao se apresenta como um globular "modelo" para pequenos telescópios.  O desafio deste para telescópios modestos e em áreas de forte poluição luminosa é percebe lo de todo. Com sua baixa concentraçao estelar o brilho de superfície deste é bem baixo. Localizado a "apenas 17.000 anos luz M 55 é relativamente próximo.  M 55 é um alvo gratificante quando passeando por estas bandas de Sagitário e com seu grande disco facilmente resolvível é um oásis para o astrônomo amador depois de buscar M54, M69 e M70 na base do bule.

            M 55 se apresenta para meu 15X70 mm como uma bola de luz. Talvez você perceba uma estrela junto a seu centro mas esta é um objeto em primeiro plano e não pertence ao globular.

            Já com o Newton ( Um refletor de 150 mm) com 48 x de aumento ele enche uma área consideravel e resolvem se estrelas até seu núcleo . Especialmente com visão periférica. Os espaços vazios entre estas se devem, alem de sua baixa concentração, a um grande numero de estrelas abaixo de 14^a magnitude. M 55  possui cerca de 269.000 massas solares. Mas como a maioria de suas estrelas brilha na casa de 17^a  magnitude ele se disfarça de aberto facilmente.

            Não é um alvo fácil de ser localizado sem go-to.  O satr Hoop até ele pode ser difícil . comece por Nunki e trace uma linha até Tau Sagitário. Depois siga esta linha mais dois campos de buscadora e comece e escanear com uma ocular wide field. Seu brilho de superfície baixo é um desafio em noites de lua e em locais de poluição luminosa.

            M11 por sua vez é bem mais fácil de ser localizado. Em pequenos telescópios ele simula um globular. Ele e M 55 brincam com sua percepção e um tente parecer o que o outro é.

            M 11 foi descoberto pelo quase desconhecido Gottfried Kirch. Ele é um dos "favoritos" de quase todos  astrônomos amadores. É dos mais ricos e brilhantes aglomerados abertos visíveis de nosso planeta. Kirch viu " um pequeno e obscuro local com uma estrela brilhando através deste". Muito semelhante ao que você vai ver com pequenos telescópios.  Messier  descreveu assim:"servado em 30 de maio de 1764- Aglomerado com grande numero de estrelas que só podem ser vistas com um bom instrumento. Com um refrator simplees de 3 pés lembra um cometa. este afglomerado é ibuido de tenue luminosidade.Existe uma estrela de 8a mag. no aglomerado."


         Vai mimetizar um  globular. Telescópios maiores resolverão a encrenca em centenas de estrelas. Na verdade ele possui mais de 2000 membros. Um numero assombroso para um aglomerado aberto. E com mais de 500 acima da 14^a  magnitude ele se passa bem por um Globular disperso. Eu diria que XI na escala Shapley....  

            O Admiral Smyth achou que o grupo lembrava um bando de patos em migração. É...

            Como já falamos aglomerados abertos tem uma população bem diferente de globulares. E M11 não é diferente. A maioria de seus membros é de "jovens" e quentes estrelas do tipo A e F. Mas alguns de seus membros são do tipo O e B e já tiveram tempo para deixar a sequência principal e tornarem-se gigantes vermelhas . Isto dá ao aglomerado um belo colorido. Sua idade é alvo de forte discussão. Encontrei valores entre 100 e 500 milhões de anos... Como a maioria dos abertos ele reside nos braços da galaxia e bem mais perto que a maioria dos globulares. 6000 anos luz. O globular mais próximo fica a mais de 7000.

            No final de inverno nossos dois convidados se apresentam alto no céu logo no inicio da noite. São um excelente programa para ver como dois DSO´s podem ser semelhante e a o mesmo tempo completamente diferentes. Um belo exemplo da  morfologia e variedade  galáctica.

            O diabo esta nos detalhes.

M 007 : Mais Evolução Estelar

No ultimo post do Nuncius Australis falamos sobre M 16, a Nebulosa da Águia. E sobre evolução estelar.  Apesar de o Nuncius ser devotado, sobretudo, a astronomia observacional achei que deveria aprofundar um pouco o tema. Afinal o assunto é fundamental para o entendimento de tudo que você observa.

Um péssimo habito que percebo em astronomia é a especialização em uma determinada área e tornar um pedaço da brincadeira na brincadeira toda.

 Acho que é importante que você leia o post sobre M 16 (clique aqui) antes de enveredar por este aqui. Afinal este aqui foi escrito porque devemos pincelar mais o assunto. E estes serão complementares. .

             É uma historia muito interessante.

             Agora evolução estelar...

            Os astrônomos vêm observando o céu há muito pouco tempo. Afinal em escalas cósmicas 10.000 anos e nada são valores muito próximos. Se considerarmos o uso de aparelhos científicos nesta equação o período que observamos é ridículo.

            A duração da história humana é incrivelmente curta quando comparadas ao tempo que estrelas demoram a evoluir.

            Mas apesar disto os astrônomos podem aplicar as leis da física sobre o que ele observa e com isto entender o ciclo de vida das estrelas. Graças a esse entendimento sabemos que os diversos tipos de estrelas que observamos no céu noturno são intimamente relacionadas. Elas parecem diferentes por se encontrarem em diferentes estágios evolucionários. Elas têm idades diferentes.

            Os diagramas H-R (vejam o texto sobreM 16) são a ferramenta certa para se entender como os astrônomos descobriram a história que nos conta a evolução estelar.

            Com a intenção de entender a evolução estelar é vantajoso que os astrônomos desenhem diagramas H-R com estrelas que tem aproximadamente a mesma idade. E isto é possível em se desenhando diagramas H-R de Aglomerados estelares individualizados. Um para cada aglomerado. Seriam como quadros extraídos de um filme e através deles entenderemos o filme todo.  O homem é o exercício que faz.

Aglomerados consistem de numerosas estrelas formadas na mesma região do espaço, da mesma nuvem de gás e com aproximadamente a mesma idade.

De posse destes diagramas de diversos aglomerados os astrônomos podem fazer um “composite”.  Esta é a melhor forma para se expressar os resultados finais da observação de diversos aglomerados.

No diagrama abaixo os diagramas H-R de diversos aglomerados são sobrepostos depois que eles têm sua sequencia principal alinhada.

Podemos perceber que alguns aglomerados, como Ngc 2362 e H e x Persei possuem a maioria de suas estrelas na sequencia principal. Já aglomerados como M67 e Ngc 188 apenas as estrelas de pequena massa e frias se encontram na sequencia principal enquanto muitas estrelas se encontram na região do diagrama dedicada os gigantes vermelhas. Já aglomerados como M 11 e as Hyades parecem se encontrar entre estes dois extremos. Eles possuem a maior parte das estrelas ainda na sequencia principal, mas já possuem membros entre as gigantes vermelhas.

O astrofísico alemão Rudolph Kippenhahn, professor no instituto Max Planck, tem provavelmente um dos mais belos trabalhos sobre a evolução de aglomerados (e consequentemente de estrelas...) que conheço.

Com auxilio de computadores (nos anos 70...) o Dr. Kieppenham examinou cuidadosamente um grande numero de modelos estelares possuindo uma grande diversidade de massas. Essencialmente ele usou as leis da física para criar um modelo teórico de um aglomerado estelar.

Este aglomerado teórico ganhou o sugestivo nome de M 007. Utilizando-se de intervalos de tempo pré-estabelecidos o Dr. Kieppenhahn parava os cálculos em seus pré-históricos computadores e olhava o que acontecia em M 007. Aí então ele pedia gentilmente para aquela maquina que imprimisse a temperatura de superfície e a luminosidade de todas as estrelas de M 007.

E de posse destes dados o Dr.Kippenham realizou diversos diagramas H-R que podemos ver abaixo:

Quando as estrelas estreiam no nosso diagrama 1 elas se apresentam com um fiapo vertical na área correspondente as gigantes vermelhas. Na verdade não são estrelas ainda. Elas apenas se condensaram de nossa nuvem de gás teórica e não apresentam reações termonucleares em seus núcleos. Elas são protoestrelas. Prontas para iniciar sua “ contração Hayashi” ( leia o post sobre M 16...) . É importante notar que a distribuição das protoestrelas por nosso fiapo vertical acontece de acordo com sua massa.  As protoestrelas mais maciças e mais brilhantes mais em cima e as menos maciças e mais apagadas, mais embaixo.

Depois de 5000 anos as protoestrelas mais maciças estão prontas para iniciar a queima de hidrogênio em seus núcleos. Como podemos ver no diagrama 2 elas se encaminham rapidamente em direção a sequencia principal. As outras estrelas ainda estão se submetendo a “Contração Hayashi”.

Quando M 007 atinge 100.000 anos (diagrama 3) as estrelas mais maciças finalmente adentraram a sequencia principal. Elas são as estrelas mais quentes, brilhantes e azuis que existem. Elas são estrelasdo Tipo “O”.  Devido a sua imensa massa elas atingem a temperatura e a pressão necessárias para iniciar reações termonucleares em seus núcleos de forma rápida e fácil. Elas queimam hidrogênio em seus núcleos de uma forma que deixaria qualquer cantor de reggae morto de inveja.  Já as protoestrelas de massa um pouco mais modestas estão se aproximando da sequencia principal. Em breve elas também iniciarão as reações termonucleares em seu núcleo. Já as estrela de baixa massa parecem não terem feito nada ainda. Elas ainda estão se submetendo a Hayashi de forma bem lenta. Estão apenas um pouco menos brilhantes do que 100.000 antes.

Nosso próximo gráfico mostra o andar das coisas 3.000.000 anos depois. Todas as estrelas mais maciças se encontram na sequencia principal. As estrelas do tipo B e A se reuniram as gigantescas estrelas O no processo de queima de hidrogênio em seus núcleos. Mesma estrelas menos maciças começam a se aproximar da sequencia principal. As temperaturas em seus núcleos se aproximam de 10.000.000 K e em breve a queima do hidrogênio vai se iniciar.  Compare este diagrama do imaginário M 007 com o diagrama apresentado no post sobre M16 a respeito de NGC 2264 e 6611. È assim que determinamos que ambos os aglomerados citados anteriormente possuem apenas alguns milhões de anos...

Com 30.000.000 de anos (gráfico 5) percebemos que as estrelas do tipo O desapareceram. Elas “fumaram” seu hidrogênio todo. Seus núcleos se contraíram e suas atmosferas se expandiram Elas são agora Gigantes vermelhas que consomem Helio em seus centros. As estrelas de massa intermediaria finalmente atingiram a sequencia principal. Estrelas do tipo F e G se reuniram as B e A na queima do hidrogênio. E as estrelas menos maciças estão quase atingindo a sequencia principal.

Neste ponto os antigos computadores do Dr. K não têm mais potencia para lidar com as estrelas que passaram da fase de gigantes vermelhas. Depois que nossas gigantes mais gigantes acabaram de consumir o Helio o modelo do Dr. K simplesmente as joga fora... Ingrato.

Quando M 007 atinge 66.000.000 de anos as estrelas tipo B são as gigantes vermelhas (gráfico 6). Todas as restantes residem na sequencia principal. Perceba ainda que a sequencia principal esta queimando que nem uma vela. Conforme o aglomerado vai se tornando mais velho e mais velho a sequencia principal vai ficando mais curta conforme as estrelas mais maciças vão se tornando Gigantes vermelhas.

Tudo isto se torna bem aparente quando analisamos os últimos dois gráficos. Quando vemos o gráfico de 4.250.000.000 de anos até as estrelas do Tipo F já estão indo para o saco...

A partir deste estudo teórico os astrônomos realizaram que a aparência dos diagramas H-R de um aglomerado nos conta sua idade.

Agora vamos voltar ao nosso diagrama H-R COMPOSITE e comparar com o que aprendemos com M 007.

Ngc 2362 e o Aglomerado duplo (H e X) em Perseus são comparativamente jovens. São provavelmente elementos com apenas 10.000.000 anos.

No caso das Plêiades e de M 11 a sequencia principal já fumou as estrelas O e B. Logo eles têm pelo menos 100.000.000 de anos.

As Hyades até mesmo as estrelas do tipo A já estão se apresentando como Gigantes vermelhas. 1.000.000.000 de anos. M67 as do tipo F já se apresentam como gigantes vermelhas. E assim 5.000.000.000 de anos E no vovô Ngc 188 até as estrela do tipo G já estão prontas para crescer. Ngc 188 tem que ter pelo menos 10.000.000.000 de anos.

Agora entendemos como as estrelas vivem. Espero um dia contar para vocês como elas morrem. Os computadores atuais parecem já suportar a temperatura e a pressão envolvidas no processo...

Para acabar recomendo que você monte seu telescópio e observe NGC 188, M67, Ngc 752, M44, Hyades, Aglomerado de Berenice, M 11, M 41, Plêiades, O Aglomerado duplo em Perseus (este difícil para os Australis) e NGC 2362.

Nesta ordem. E assim você vai mostrar seu respeito pelos mais velhos.

Bibliografia:

Astronomy ; The Structure of the Universe- W.J. Kaufmann

              Richard L. Bowers, Terry Deeming, "Astrophysics I: Stars", Boston 1984

       Rudolf Kieppenhahn, Alfred Weigert, "Stellar Structure and Evolution"

Evolução Estelar e M 16 - A Nebulosa da Aguia

M 16 e Ngc 6611

M 16 é uma das mais belas nebulosas do céu. Localizada na constelação de Serpente (Cauda) é conhecida com a Nebulosa da Águia.

Suas nuvens escuras ,em contraste com a nebulosa em si, dão seu nome.  Ela foi descoberta por de Cheseaux em 1745 ou 46. Messier a redescobre de forma independente em 3 de Junho de1764.

detalhes de M16- (Hubble)

É um DSO riquíssimo.

Herschel o inclui em seu catalogo.

A nebulosa em si é denominada M 16. Mas o aglomerado que se encontra envolvido é denominado Ngc 6611.

Existem algumas controvérsias que o aglomerado não teria sido incluído no New general Catalog tendo sido incluído apenas em 1908 no Index Catalog (IC) como IC 4703 (segundo a Wikipédia).

Me parece tolice... Ngc  6611 é o aglomerado associado a M 16.  E IC 4703 já  é M 16. O NGC 2000.0 classifica erroneamente 4703 como um aglomerado independente.

Localiza-los não é difícil.

Partindo do Asterismo do Bule em Sagitário e seguindo a Via Láctea você irá percebê-la até a olho nu em locais escuros. Outra opção é achar Gama Scutum e Nu Ophiucus. A nebulosa fica entre estas estrelas e é facilmente localizada pela buscadora. Em locais de muita poluição luminosa você vai perceber apenas o aglomerado Ngc 6611.

O Aglomerado é muito jovem e não tem mais que 5.5 milhões de anos. Sendo assim é uma área de intensa formação estelar. Localizada a cerca de 7000 anos luz do sol a nebulosa habita o Braço de Sagitário – Carina na Via Láctea.

Observada por pequenos Telescópios M16 não é tão proeminente com a Nebulosa da Lagoa ( M8) e o aglomerado é bastante chamativo. Com grandes ampliações se suspeita os “Pilares da Criação” . É uma bela imagem com minha ocular 17 mm (70X).

Smyth a descreveu da seguinte forma em 1835:

“...Um aglomerado disperso porém bastante grande , nas margens do Escudo de Sobiesky ( antigo nome de Scutum) . Na galáxia. Descoberto por Messier em 1764 e registrado como uma massa de pequenas estrela envoltas em tênue luminosidade. As estrelas estão dispostas em diversos pares circundados por pontos evanescentes com componentes se espalhando por vários minutos...”

Bem poético .  

Mas o mais interessante em região de M16 é que podemos ter uma lição bastante esclarecedora sobre evolução estelar.

Os Pilares da Criação

Uma foto famosa, feita Pelo Hubble Space Telescope em 1995, apresenta  a região . Foi batizada como “Os Pilares da Criação”. O nome não poderia se mais bem dado.

As nuvens negras que dão nome a nebulosa são um berçário de estrelas. São nelas que surgem os embriões para que surjam  protoestrelas . É onde se inicia o trajeto da matéria para tornar-se uma estrela.

  São nestes pilares frios e escuros que acontece um dos maiores espetaculos da natureza.

Vamos pensar um pouco sobre estas nuvens frias e escuras. Estas nuvens moleculares não são completamente homogêneas.

E nestas irregularidades o gás é um pouco mais denso do que as áreas vizinhas na nuvem escura. Como esta irregularidade vai conter um pouco mais de matéria que suas áreas circundantes ela vai possuir um campo gravitacional levemente mais forte. E assim esta irregularidade vai atrair o gás próximo. Desta forma esta irregularidade começa a crescer. E o ciclo se repete. Finalmente aquela irregularidade atraiu trilhões de toneladas de gás e possui diversas vezes a área de nosso sistema solar. Esta formado embrião de uma estrela.  

            É importante notar que o processo através do qual a irregularidade cresce vai ocorrer apenas se a temperatura na nuvem for muito fria. Algo com 10 K ou menos. Caso contrario a velocidade nos átomos do gás será alta demais para que a condensação comece a ocorrer. E assim a irregularidade não seria capaz de conservar o gás que ela atraiu.

  È curioso, como quase tudo na física, que vá um pouco contra o senso comum que as fornalhas estelares venham do frio. Astrofísica é quase sempre assim... E irregularidade(s) é uma palavra chave para diversos processos naturais.   De uma olhada em "Instabilidade de Jeans"...

            Conforme este embrião começa a se contrair e se comprimir a pressão, densidadee temperatura  começam a crescer. Formou-se uma protoestrela. Finalmente a temperatura no núcleo da protoestrela atinge tal extremo que os núcleos de hidrogênio estão viajando rápido o suficiente para a fusão ocorrer. Estes processos estão ocorrendo no interior dos Pilares da Criação. E diversos termos desenvolvidos por cosmos físicos são utilizados para denominar as diversas partes deste processo. EGG´s, Glóbulos de Bock e etc... 

            Neste momento acho que devemos apresentar o Diagrama Hertzsprungel – Russel a vocês. É uma das ferramentas mais poderosas para se entender o universo e a natureza das estrelas...

 A outra é a espectrografia. Mas esta vai ficar para próxima.

Em 1911 o astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung desenhou um gráfico com a magnitude absoluta em um eixo e com a classe espectral em outro. Dois anos depois o americano Henry Norris Russel fez a mesma coisa. Ele pode ainda apresentar Luminosidade e massa em seus eixos e diagramas com estas constantes (e outras...) serão de enorme valia para a compreensão do universo...

O que torna o diagrama H-R tão importante é que se percebermos é que o gráfico não é recoberto de pontos de uma forma desordenada e totalmente randômica. Na verdade podemos perceber que estas se reúnem em três grupos principais.

            Cruzando o diagrama na diagonal estão as estrelas pertencentes a sequencia principal. Quase todas as estrelas observáveis a olho nu pertencem a ela. A sequencia principal se estende das brilhantes, azuis e quentes estrelas do lado superior esquerdo até as frias, vermelhas e apagadas estrelas no canto inferior direito do diagrama.

            Enquadrando estas temos os gigantes vermelhas no canto superior direito e as anãs brancas no canto esquerdo inferior.

            Quase toda estrela avermelhada que se percebe a olho nu é uma gigante vermelha.

            Não se vê nenhuma anã branca sem auxilio telescópico.

            Aplicando o diagrama H-R ao aglomerado Ngc 6611 que é extremamente jovem e foi criado a partir de protoestrelas dos Pilares que forma M16 podemos aprender mais ainda sobre a evolução estelar.

            Os astrofísicos descobriram que todas estas estrelas recém-nascidas virão a ser membros da sequencia principal.

            Um astrofísico japonês, C. Hayashi foi capaz de demonstrar teoricamente como estas protoestrelas em processo de contração se tornam estrelas da sequencia principal. . Quando estas proto estrelas começam a emitir luz elas ainda são grandes e relativamente frias. Mas apesar de sua posição no diagrama H-R elas não devem ser confundidas com gigantes vermelhas.  Muito rapidamente estas proto estrelas estas protoestrelas diminuem de tamanho e mantém sua temperatura superficial. A curva de Hayashi ou a "Contração Hayashi"( Hayashi tracks) , que estas protoestrelas vão seguir, depende de sua massa. No diagrama abaixo vocês podem ver a evolução das protoestrelas até que assentem na sequencia principal.

Hayashi T 

Coforme uma estrela se aproxima da sequencia principal seguindo a curva descrita por Hayashi as coisas começam a acontecer mais devagar.

Nós vamos poder observar estrelas que estão “quase” atingindo a sequencia principal, ainda no começo de sua vida no nosso aglomerado Ngc 6611.  Elas se encontram na fase pré-sequencia principal. Diversos de seus membros são candidatos ao posto de   serem estrelas pré sequencia principal.

            Este elo perdido estelar pode ser visto aqui.  Este fenômeno também já foi observado em Ngc 2264. Este o aglomerado envolvido com a famosa Nebulosa da Roseta em Monocerros. Veja como as estrelas na Roseta também se encontram logo acima da sequência principal.

. Estas estrelas se encontram nos estágios finais de sua contração e as reações termonucleares em seus núcleos estão se iniciando. Muitas delas são variáveis eruptivas de um tipo batizado como T Tauri. Elas apresentam variações erráticas e rápidas de seu brilho. Provavelmente devido a fato que ainda estão se contraindo. Ainda não atingiram equilíbrio hidrostático.

Ahh! não posso me esquecer . Toadas as estrleas na sequencia principal tem em comum o fato de terem reações termonucleares acontecendo em seu nucleo...

Quando você visitar M 16 você vai observar uma etapa belíssima da vida de diversas estrelas.

Em um paralelo conosco (é sempre assim...) você vai ver a concepção, gestação, infância e adolescência. E algumas das estrelas já estarão adiantadas a caminho a maturidade.

Já na sequência principal. 

Um paper interessantíssimo a respeito de NGC 6611 e suas estrelas pré-sequencia principal pode ser visto aqui. Se você quiser se aprofundar mais na astrofisica envolvida eu recomendo que o leia. 

Só para não ficar com aquela sensação de que esqueci algo gostaria de apresentar como algumas estrelas vão evoluir . E o passeio que elas farão através do Diagrama H-R. Me foi muito esclarecedor. Espero que seja para vocês também.

Creio que este seja o primeiro post do Nuncius Australis que apresenta bibliografia. Mas admito que apesar de parecerem chatos os textos indicados são bem mais leves do que supõe a vã filosofia. E muito menos ainda se suporem cosmo-física , quimica , diagramas e etc...  

           Mais  sobre evolução estelar em:
http://nunciusaustralis.blogspot.com.br/2012/09/m-007-e-mais-evolucao-estelar.html

Bibliografia :

-  Pre- main sequence candidates in very young open cluster NGC 6611 - de winter- C. Koulis- P.S. The- _ Van den Ancker- M.R. Perez- A. Bibo

-Astronomy : The Structure of the Universe- W. J. Kaufman- 1979  - Macmillan Publshing Co.