quinta-feira, 25 de maio de 2017

Novo objeto perto de buraco negro supermassivo de galáxia famosa

Apontando a Very Large Array (VLA) da National Science Foundation em uma galáxia famosa pela primeira vez em duas décadas, uma equipe de astrônomos teve uma grande surpresa, descobrindo que um objeto novo e brilhante tinha aparecido perto do núcleo da galáxia.

animação mostrando a região central de Cygnus A

© VLA/Hubble (animação mostrando a região central de Cygnus A)

A animação acima mostra imagens de rádio do VLA (laranja) da região central de Cygnus A, sobreposta na imagem do telescópio espacial Hubble, de 1989 e de 2015.

O objeto é um tipo muito raro de explosão de supernova ou, mais provavelmente, uma explosão de um segundo buraco negro supermassivo orbitando próximo do buraco negro supermassivo primário central da galáxia.

Os astrônomos observaram a Cygnus A, uma galáxia bem conhecida e frequentemente estudada, descoberta pela pioneira radioastrônoma Grote Reber em 1939. A descoberta em rádio foi combinada com uma imagem na luz visível em 1951 e a galáxia, a cerca de 800 milhões de anos-luz aa Terra, foi um alvo precoce do VLA após sua conclusão no início dos anos 80. Imagens detalhadas do VLA, publicadas em 1984, produziram grandes avanços na compreensão dos cientistas sobre os "jatos" velozes de partículas subatômicas movidas para o espaço intergaláctico pela energia gravitacional de buracos negros supermassivos nos núcleos de galáxias.

"Este novo objeto pode ter muito a nos contar sobre a história desta galáxia," disse Daniel Perley, do Instituto de Pesquisa Astrofísica do Liverpool John Moores University, no Reino Unido.

"As imagens do VLA da Cygnus A dos anos 80 marcaram o estado da capacidade de observação nesta época," disse Rick Perley, do National Radio Astronomy Observatory (NRAO). "Devido a isso, não voltamos a ver a Cygnus A até 1996, quando a nova electrônica do VLA tinha fornecido uma nova gama de frequências de rádio para as nossas observações". O novo objeto não aparece nas imagens realizadas no momento.

"No entanto, a atualização do VLA, que foi concluída em 2012, tornou um telescópio muito mais poderoso, então queríamos dar uma olhada em Cygnus A usando as novas capacidades do VLA," disse Rick Perley.

Daniel e Rick Perley, juntamente com Vivek Dhawan e Chris Carilli, ambos do NRAO, iniciaram as novas observações em 2015 e continuaram em 2016.

"Para nossa surpresa, encontramos um novo objeto proeminente perto do núcleo da galáxia que não apareceu em nenhuma imagem publicada anteriormente. Este novo objeto é brilhante o suficiente para que nós definitivamente teríamos visto nas imagens anteriores, se nada tivesse mudado. Isso significa que deve ter surgido em algum momento entre 1996 e agora," disse Rick Perley.

Os cientistas então observaram a Cygnus A com o Very Long Baseline Array (VLBA) em novembro de 2016, detectando claramente o novo objeto. Um pequeno objeto infravermelho também é visto no mesmo local nas observações do telescópio espacial Hubble e Keck, originalmente feitas entre 1994 e 2002. Os astrônomos do Lawrence Livermore National Laboratory, atribuíram o objeto a um denso grupo de estrelas, mas o dramático brilho em rádio está forçando uma nova análise.

Notou-se que o novo objeto permaneceu muito brilhante por muito tempo para ser consistente com qualquer tipo conhecido de supernova.

Enquanto o novo objeto definitivamente está separado do buraco negro supermassivo central da Cygnus A, por cerca de 1.500 anos-luz, ele tem muitas das características de um buraco negro supermassivo que está se alimentando rapidamente do material circundante.

"Achamos que encontramos um segundo buraco negro supermassivo nesta galáxia, indicando que ele se fundiu com outra galáxia no passado astronomicamente recente," disse Carilli. "Estes dois seriam um dos pares mais próximos de buracos negros supermassivos já descobertos, provavelmente eles mesmos se fundirão no futuro".

Os astrônomos sugeriram que o segundo buraco negro tornou-se visível para o VLA nos últimos anos porque encontrou uma nova fonte de material para se abastecer. Este material, segundo eles, poderia ser o gás interrompido pela fusão das galáxias ou uma estrela que passasse perto o bastante do buraco negro secundário para ser destruída por sua poderosa gravidade.

"Outras observações nos ajudarão a resolver algumas destas questões. Além disso, se este é um buraco negro secundário, poderemos ser capazes de encontrar outros em galáxias semelhantes," disse Daniel Perley.

Um artigo anunciando a descoberta foi publicado no Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

terça-feira, 23 de maio de 2017

Os detalhes orbitais do planeta mais externo de TRAPPIST-1

Com o auxílio do telescópio espacial Kepler da NASA, cientistas identificaram um padrão regular nas órbitas dos planetas no sistema TRAPPIST-1 que confirmou detalhes suspeitos sobre a órbita do seu planeta mais externo e menos compreendido, TRAPPIST-1h.

animação do planeta h do sistema TRAPPIST-1

© NASA/JPL-Caltech (animação do planeta h do sistema TRAPPIST-1)

A TRAPPIST-1 tem apenas 8% da massa do nosso Sol, tornando-a numa estrela mais fria e menos luminosa. É o lar de sete planetas do tamanho da Terra, três dos quais orbitam na zona habitável da estrela, a gama de distâncias onde a água líquida pode existir à superfície de um planeta rochoso. O sistema está localizado a cerca de 40 anos-luz de distância na direção da constelação de Aquário e tem uma idade estimada entre 3 e 8 bilhões de anos.

Os cientistas anunciaram que o sistema tinha sete planetas do tamanho da Terra numa conferência ocorrida no dia 22 de fevereiro deste ano. O telescópio espacial Spitzer da NASA, o TRAPPIST (Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope) no Chile e outros telescópios terrestres foram usados para caracterizar os planetas. Mas a colaboração só tinha uma estimativa para o período de TRAPPIST-1h.

Agora, astrônomos da Universidade de Washington usaram dados do telescópio Kepler para confirmar que TRAPPIST-1h orbita a sua estrela a cada 19 dias. A 9,6 milhões de quilômetros da sua fria estrela anã, TRAPPIST-1h está localizado para além da orla externa da zona habitável e é provavelmente demasiado frio para a vida como a conhecemos. A quantidade de energia por unidade de área que o planeta h recebe da sua estrela é comparável à que o planeta anão Ceres, localizado no cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter, recebe do nosso Sol.

Usando os dados anteriores do Spitzer, a equipe reconheceu um padrão matemático na frequência com que cada um dos seis planetas interiores orbitava a estrela. Este padrão complexo, mas previsível, chamado ressonância orbital, ocorre quando os planetas exercem um puxão gravitacional regular uns sobre os outros à medida que orbitam a estrela.

Para compreender o conceito de ressonância, considere as luas de Júpiter Io, Europa e Ganimedes, esta última a mais distante das três. Para cada volta que Ganimedes completa em torno de Júpiter, Europa orbita duas vezes e Io faz quatro viagens em redor do planeta. Esta ressonância 1:2:4 é considerada estável e caso uma lua fosse afastada do seu percurso, seria autocorrigida e voltaria a ter uma órbita estável. É esta influência harmoniosa entre os sete irmãos planetários de TRAPPIST-1 que mantém o sistema estável.

Estas relações sugerem que ao estudar as velocidades orbitais dos seus planetas vizinhos, é possível prever a velocidade orbital exata e, portanto, também o período orbital do planeta h, mesmo antes das observações do Kepler. A equipe calculou seis possíveis períodos de ressonância para o planeta h que não iriam perturbar a estabilidade do sistema, mas apenas um não foi descartado por dados adicionais. As outras cinco possibilidades podiam ter sido observadas nos dados recolhidos pelo Spitzer e pelos dados terrestes da equipe TRAPPIST.

Isto indica que estas relações orbitais foram forjadas no início da vida do sistema TRAPPIST-1, durante o processo de formação planetária. A estrutura de ressonância não é coincidência e aponta para uma interessante história dinâmica em que os planetas provavelmente migraram para dentro em passo de bloqueio. Isto torna o sistema um grande laboratório para a formação de planetas e para as teorias de migração.

Como parte da sua segunda missão, K2, o Kepler observou a zona do céu onde está situado o sistema TRAPPIST-1 entre 15 de dezembro de 2016 e 4 de março de 2017, recolhendo dados sobre as minúsculas mudanças de brilho estelar provocadas pelos trânsitos dos planetas. No dia 8 de março os dados brutos, não calibrados, foram divulgados à comunidade científica para que se começassem estudos de acompanhamento.

A tarefa de confirmar o período orbital de TRAPPIST-1h começou imediatamente e cientistas de todo o mundo fizeram uso das redes sociais para, em tempo real, partilhar novas informações sobre o comportamento da estrela e da sua ninhada de planetas. Nas duas horas após a divulgação dos dados, a equipe confirmou a sua previsão de um período orbital de 19 dias.

A cadeia de ressonâncias dos sete planetas de TRAPPIST-1 estabelece um recorde entre os sistemas planetários conhecidos, sendo os detentores anteriores os sistemas Kepler-80 e Kepler-223, cada um com quatro planetas ressonantes.

O sistema TRAPPIST-1 foi descoberto pela primeira vez em 2016 pela colaboração TRAPPIST e pensava-se, no momento, que tinha apenas três planetas. Os restantes planetas foram descobertos graças ao Spitzer e a telescópios terrestres. O telescópio espacial Hubble da NASA está se juntando à pesquisa com observações atmosféricas e o telescópio espacial James Webb será, potencialmente, capaz de estudar as atmosferas com maior detalhe.

O estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Washington

Inflando a nebulosa Sh2-308

O telescópio espacial Hubble da ainda tem alguns truques na manga em sua tarefa de explorar o Universo.

Sh2-308

© Hubble (Sh2-308)

Ele é capaz de efetuar imagem de duas partes adjacentes do céu simultaneamente. Ele faz isso usando duas câmeras diferentes, uma câmera pode ser focalizada no objeto alvo, e a outra em um local próximo do céu para que novas e potencialmente interessantes regiões do cosmos possam ser observadas ao mesmo tempo; estas últimas observações são conhecidas como campos paralelos.

A imagem acima mostra a parte de uma nuvem de gás, a nebulosa denominada Sh2-308, uma bolha de gás cercando uma estrela massiva e violenta chamada EZ Canis Majoris. Esta imagem foi obtida utilizando observações da Advanced Camera for Surveys que caracteriza o campo paralelo associado a outra visão da nebulosa produzida pela Wide Field Camera 3, ambas acopladas no telescópio espacial Hubble.

A EZ Canis Majoris é uma estrela conhecida como Wolf-Rayet, e é uma das estrelas mais brilhantes conhecidas do seu tipo. Sua casca externa de gás hidrogênio tem revelado camadas internas de elementos mais pesados ​​que queimam em temperaturas extremas. A radiação intensa que jorra da EZ Canis Majoris forma os ventos estelares espessos que chicoteiam o material próximo, esculpindo e soprando para fora.

Estes processos têm moldado o gás circundante em uma bolha vasta. Uma nebulosa com forma de bolha produzida por uma estrela Wolf-Rayet é feita de hidrogênio ionizado (HII), que é encontrado frequentemente no espaço interestelar. Neste caso, são as camadas externas de hidrogênio da EZ Canis Majoris - a bolha - que estão sendo infladas pelo dilúvio de radiação - o ar - vindo da estrela central.

Fonte: ESA

domingo, 21 de maio de 2017

O grupo compacto Hickson 90

Pesquisando os céus por galáxias, o astrônomo canadense Paul Hickson e seus colegas identificaram cerca de 100 grupos compactos de galáxias, agora adequadamente chamados de Hickson Compact Groups (HCGs).

Hickson 90

© Hubble/Oliver Czernetz (HCG 90)

Esta imagem nítida do Hubble mostra um grupo compacto de galáxia, o HCG 90. Três galáxias, duas visíveis aqui, revelam-se fortemente interagindo: uma galáxia em espiral empoeirada esticada e distorcida no centro da imagem, e duas grandes galáxias elípticas. O encontro próximo desencadeará a formação de estrelas furiosas. Numa escala de tempo cósmica, a atração gravitacional acabará por resultar na fusão do trio em uma única grande galáxia.

O processo de fusão é agora entendido como uma parte normal da evolução das galáxias, incluindo a nossa própria Via Láctea. O HCG 90 fica a cerca de 100 milhões de anos-luz de distância em direção à constelação do Peixe Austral. Esta visão do Hubble abrange cerca de 40.000 anos-luz a esta distância estimada. Naturalmente, os grupos compactos de Hickson igualmente fazem para recompensar a visão dos astrônomos com os telescópios mais modestos situados na superfície da Terra.

Fonte: NASA

sábado, 20 de maio de 2017

Descoberta mais uma supernova na galáxia “Fogos de Artifício”

Na semana passada, o astrônomo amador Patrick Wiggins descobriu uma possível supernova brilhante na galáxia espiral NGC 6946 em Cygnus.

NGC 6946

© Subaru/Robert Gendler (NGC 6946)

Se confirmada a descoberta, a AT 2017 eaw vai se tornar a 10ª supernova encontrada nesta galáxia rica em explosões no século passado, reafirmando sua reputação do tipo mais exuberante de fogos de artifício. A galáxia “Fogos de Artifício” é catalogada como NGC 6946 (Arp 29 e Caldwell 12).

A primeira descoberta na galáxia foi realizada pelo astrônomo americano George Ritchey, inventor do projeto de telescópio Ritchey-Chrétien, que descobriu a primeira explosão estelar na galáxia SN 1917A em 19 de julho de 1917.

Agora, esta foi a terceira supernova de Wiggins, e ele achou comparando uma imagem CCD feita através de seu telescópio refletor perto Erda, Utah, com tomadas em 2011 e outra em 12 de maio deste ano.

animação da desoberta da supernova AT 2017 eaw

© Gianluca Masi (aparição da supernova AT 2017 eaw)

Com certeza, ele observou o novo objeto por mais de uma hora para ver se ele se movia. Os asteroides fracos têm mascarado como supernova antes, mas este não se moveu. O astrônomo italiano Gianluca Masi fez uma verificação de conhecidos asteroides nas proximidades e nenhum foi listado. Por enquanto, parece que temos uma nova explosão estelar em nosso céu noturno.

Através de uma combinação de boa fortuna e trabalho duro, Wiggins aconteceu para pegar a estrela durante a fase inicial da explosão. Wiggins pegou a estrela durante a fase inicial da explosão e estimou sua magnitude em 12,8. Posteriormente, outros astrônomos confirmaram a descoberta e fixaram o brilho da estrela em 12,6; brilhante o suficiente para ser detectada em telescópios pequenos de 6 polegadas.

A nova possível supernova (PSN) está localizada a 61" oeste e 143" norte do núcleo da galáxia em R.A. 20h 34m 44.24s, Dec. + 60° 11' 35.9", não muito longe de duas estrelas de brilho semelhante. Os espectros obtidos do objeto indicam que provavelmente seja uma supernova do Tipo II, ou seja, uma estrela massiva que entrou em colapso e explodiu.

Durante a última explosão de supernova em 2008, a SN 2008S pairou em torno de magnitude 16 na melhor das hipóteses, e a explosão mais brilhante ocorreu em 1980, quando a SN 1980K atingiu um pico em torno de magnitude em torno de 11,4.

A supernova AT 2017 eaw vai certamente continuar iluminando céu noturno.

Fonte: Astrronomy

Cientistas cidadãos são convidados a ajudar a encontrar supernovas

Se você já quis encontrar supernovas, agora é sua chance!

SN 1604

© Chandra (SN 1604)

A Australian National University (ANU) está convidando cientistas cidadãos a juntarem-se à busca por estrelas brilhantes e explosivas.

As supernovas são as explosões brilhantes que marcam o fim da vida de uma estrela e podem ser mais brilhantes do que galáxias inteiras. Elas são extremamente úteis para os pesquisadores que usam a luz brilhante da explosão como uma forma de medição.

"Usando estrelas explodindo como marcadores em todo o cosmos, podemos medir como o Universo está crescendo e o que está fazendo," disse o Dr. Brad Tucker, astrofísico pesquisador da ANU Research School of Astronomy and Astrophysics. "Podemos então usar esta informação para entender melhor a energia escura, a causa da aceleração do Universo".

Para se envolver com o estudo, qualquer cientista cidadão interessado tem que procurar imagens do telescópio SkyMapper, um telescópio de 1,3 metros no Siding Spring Observatory da ANU, no site Zooniverse.org e marcar todas as diferenças que forem observadas nas imagens. A partir daí, os pesquisadores verificarão as imagens marcadas e verão o que encontraram.

A ajuda voluntária não é sem glória. O Dr. Anais Möller, pesquisador adjunto da ANU Research School of Astronomy and Astrophysics, disse: "As primeiras pessoas que identificam um objeto que acaba por ser uma supernova serão publicamente reconhecidas como co-descobridoras," disse o Dr. Anais Möller, pesquisador adjunto da ANU Research School of Astronomy and Astrophysics.

Dr. Tucker disse que a equipe planeja usar esta informação para coletar medições do universo, bem como ter uma melhor compreensão das supernovas.

Fonte: Australian National University

Uma galáxia anã arquetípica

A constelação da Ursa Maior é o lar da Galáxia do Cata-Vento, catalogada também como M101.

NGC 5477

© Hubble (NGC 5477)

Uma das maiores e mais brilhantes galáxias espirais no céu noturno, M101 é também o tema de uma das imagens mais famosas do teelscópio espacial Hubble, vista abaixo.

M101

© Hubble (M101)

Como a Via Láctea, M101 não está sozinha, ela possui pequenas galáxias anãs em seu bairro.

A NGC 5477, uma destas galáxias anãs no grupo da M101, é o foco desta imagem do telescópio espacial de Hubble. Sem estrutura óbvia, mas com sinais visíveis de nascimento em curso, a galáxia anã NGC 5477 se parece muito com uma galáxia irregular anã arquetípica. As nebulosas brilhantes que se estendem através da maior parte da galáxia são nuvens de gás de hidrogênio brilhante em que novas estrelas estão se formando. Este brilho é vermelho rosado, embora a seleção de filtros através do qual esta imagem foi tomada faz com que pareçam quase brancas.

As observações foram tomadas como parte de um projeto para medir distâncias precisas para uma série de galáxias dentro de cerca de 30 milhões de anos-luz da Terra, estudando o brilho das estrelas gigantes vermelhas.

Além da NGC 5477, a imagem inclui inúmeras galáxias no fundo, incluindo algumas que são visíveis diretamente através da NGC 5477. Isso serve como um lembrete de que as galáxias, longe de serem objetos sólidos e opacos, são em grande parte compostas de espaço vazio entre suas estrelas.

Esta imagem é uma combinação de exposições tomadas através de filtros verdes e infravermelhos usando a Advanced Camera for Surveys do Hubble. O campo de visão é de aproximadamente 3,3 por 3,3 minutos de arco.

Fonte: ESA

Descoberta uma ponte magnética entre as nuvens de Magalhães

Observadores do céu no hemisfério sul têm um assento na primeira fila para verificar que a nossa galáxia, a Via Láctea, está consumindo ativamente duas galáxias anãs, as Grande e Pequena Nuvens de Magalhães (LMC e SMC). Entretanto, há mais na história, as galáxias anãs não estão apenas interagindo gravitacionalmente com a Via Láctea, mas também com outras.

Nuvens de Magalhães

© Central Michigan University/A. Mellinger (mosaico de luz visível das Nuvens de Magalhães)

Os efeitos gravitacionais evidentes a partir destas interações podem nos dizer muito sobre a história e evolução destas galáxias, bem como os ambientes que os rodeiam, mas a gravidade não é a única força em ação no local.

Agora, pela primeira vez, os pesquisadores que usam o radiotelescópio Australia Telescope Compact Array em Nova Gales do Sul, Austrália, detectaram um campo magnético no espaço entre as Nuvens de Magalhães. Chamada de Ponte de Magalhães, esta estrutura é um filamento de gás e poeira que se estende por 75.000 anos-luz da LMC para a SMC.

Campos magnéticos podem ser encontrados dentro e ao redor de planetas e estrelas, mas também em galáxias. Detectamos campos magnéticos galácticos em nossa própria galáxia e em várias outras galáxias de disco, mas um campo magnético extragaláctico é outra coisa. Este é o primeiro campo magnético detectado no exterior de uma galáxia.

Para detectar a presença de um campo magnético associado à ponte de Magalhães, Jane Kaczmarek (Universidade de Sydney) e colegas observaram 167 fontes de rádio conhecidas na mesma área do céu, localizada muito além das Nuvens de Magalhães (LMC e SMC estão a 160.000 e 200.000 anos-luz de distância, respectivamente). Algumas destas fontes de rádio ficavam diretamente atrás da ponte ao longo de nossa linha de visão e algumas delas estavam desligadas para ambos os lados.

As fontes de rádio é muitas vezes parcialmente polarizadas, de modo que as ondas de luz tendem a oscilar ao longo de uma certa direção. Mas se a luz passa através de um meio (como um grande filamento de gás) em seu caminho em direção aos telescópios, esta passagem pode mudar a polarização. O quanto isso muda diz-nos sobre o meio interveniente. A partir das observações, os astrônomos calcularam que o campo magnético era de 0,3 µG (microgauss), ou seja, um milhão de vezes mais fraco do que o campo magnético da Terra na superfície do nosso planeta.

Interpretar os dados não é simples. A Via Láctea tem seu próprio campo magnético, assim como a Terra, o Sol e vários outros planetas do Sistema Solar. Assim, a equipe teve de subtrair possíveis contribuições de todas as outras fontes para isolar o efeito devido ao gás na Ponte de Magalhães apenas.

Sabemos que a LMC e a SMC tiveram um encontro no passado, cujo evento deixou ambas deformadas. A ponte de Magalhães é provavelmente um remanescente desta interação, composta de gás deflagrado de ambas as galáxias quando elas passaram uma pela outra.

Este recém-descoberto campo magnético é similarmente composto de ambos os campos magnéticos das galáxias, que foram arrastados para a estrutura da ponte juntamente com o gás. Se verdadeiro, este resultado confirmaria a existência de um campo magnético que se espalha em ambas as galáxias.

O Square Kilometer Array (SKA), atualmente na fase final do projeto, vai sondar os campos magnéticos envolvendo as galáxias interagindo como a LMC e a SMC em mais detalhes, bem como procurar sinais potenciais de magnetismo no meio intergaláctico, quando ele estiver ativo em 2021.

Estes resultados foram publicados no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Veja outras informações na notícia Uma ponte de estrelas conecta as Nuvens de Magalhães.

Fonte: Sky & Telescope

Hubble descobre satélite no terceiro maior planeta anão

O poder combinado de três observatórios espaciais, incluindo o telescópio espacial Hubble da NASA, ajudou os astrônomos a descobrir uma lua orbitando o terceiro maior planeta anão, catalogado como 2007 OR10 .

lua ao redor do planeta anão 2007 OR10

© STScI (lua ao redor do planeta anão 2007 OR10)

O par reside nos arredores frígidos do Cinturão de Kuiper, um reino de detritos gelados deixados pela formação do nosso Sistema Solar há 4,6 bilhões de anos.

Com esta descoberta, a maioria dos planetas anões conhecidos no Cinturão de Kuiper maior do que 966 quilômetros de diâmetro tem companheiros. Estes corpos fornecem a introspecção de como as luas se formaram no Sistema Solar jovem.

"A descoberta de satélites em torno de todos os grandes planetas anões conhecidos, exceto Sedna, significa que na época em que estes corpos se formaram há bilhões de anos, as colisões devem ter sido mais frequentes e isso é um constrangimento para os modelos de formação," disse Csaba Beijo do observatório de Konkoly em Budapest, Hungria. Ele é o principal autor do documento científico que anuncia a descoberta da lua. "Se houvesse colisões frequentes, seria muito fácil formar estes satélites".

Os objetos mais provavelmente batiam uns nos outros com mais frequência porque eles habitavam uma região lotada. "Deve ter havido uma densidade bastante elevada de objetos, e alguns deles eram corpos enormes que estavam perturbando as órbitas de corpos menores," disse o membro da equipe John Stansberry do Space Telescope Science Institute (STScI) em Baltimore, Maryland. "Esta agitação gravitacional pode ter empurrado os corpos fora de suas órbitas e aumentado suas velocidades relativas, que podem ter resultado em colisões."

Mas a velocidade dos objetos colidindo não poderia ter sido muito rápida ou muito lenta, de acordo com os astrônomos. Se a velocidade do impacto fosse muito rápida, o choque teria criado muitos detritos que poderiam ter escapado do sistema, se fosse muito lenta e a colisão teria produzido apenas uma cratera de impacto.

As colisões no cinturão de asteroides, por exemplo, são destrutivas porque os objetos estão viajando rápido quando se colidem. O cinturão de asteroides é uma região de detritos rochosos entre as órbitas de Marte e o gigante gasoso Júpiter. A poderosa gravidade de Júpiter acelera as órbitas dos asteroides, gerando impactos violentos.

A equipe descobriu a lua em imagens de arquivo do 2007 OR10 tomadas pela Wide Field Camera 3 do Hubble. As observações tiradas do planeta anão pelo telescópio espacial Kepler da NASA deram uma pista aos astrônomos da possibilidade de uma lua circular. Kepler revelou que 2007 OR10 tem um período de rotação lenta de 45 horas. Os períodos de rotação típicos para os objetos do Cinturão de Kuiper são menos de 24 horas.

Os astrônomos notaram a lua em duas observações separadas do Hubble, espaçadas de um ano. As imagens mostram que a lua está gravitacionalmente ligada à 2007 OR10 porque se move com o planeta anão, como visto contra um fundo de estrelas. No entanto, as duas observações não forneceram informações suficientes para que os astrônomos determinassem uma órbita.

"Ironicamente, porque não conhecemos a órbita, a ligação entre o satélite e a taxa de rotação lenta não está clara," disse Stansberry.

Os astrônomos calcularam os diâmetros de ambos os objetos com base em observações em luz infravermelha distante pelo observatório espacial Herschel, que mediu a emissão térmica dos mundos distantes. O planeta anão tem de cerca de 1.529 km de diâmetro, e a lua é estimada em 240 a 400 km de diâmetro. O 2007 OR10, como Plutão, segue uma órbita excêntrica, mas está atualmente três vezes mais distante do que Plutão está do Sol.

O 2007 OR10 é um membro de um clube exclusivo de nove planetas anões. Destes corpos, apenas Plutão e Eris são maiores que o 2007 OR10. Ele foi descoberto em 2007 pelos astrônomos Meg Schwamb, Mike Brown e David Rabinowitz como parte de uma pesquisa de corpos do Sistema Solar distante usando o telescópio Samuel Oschin no Observatório Palomar, na Califórnia.

Os resultados da equipe apareceram no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

ALMA vê anel gelado ao redor de sistema planetário jovem

Uma equipe internacional de astrônomos, usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), fez a primeira imagem completa, em comprimentos de onda milimétricos, do anel de detritos empoeirados que cercam a jovem estrela Fomalhaut.

disco de detritos no sistema estelar Fomalhaut

© ALMA (disco de detritos no sistema estelar Fomalhaut)

Esta banda notavelmente bem definida de entulho e gás é provavelmente o resultado de exocometas que colidem uns com os outros perto das orlas externas de um sistema planetário a 25 anos-luz da Terra.

Observações anteriores de Fomalhaut pelo ALMA, obtidas em 2012, quando o telescópio ainda estava em construção, revelaram apenas cerca de metade do disco de detritos. Embora esta primeira imagem fosse meramente um teste das capacidades únicas do ALMA, forneceu, no entanto, pistas tentadoras sobre a natureza e possível origem do disco.

As novas observações ALMA fornecem uma visão incrivelmente completa desta banda brilhante de detritos e sugerem a existência de semelhanças químicas entre os seus conteúdos gelados e os cometas no nosso próprio Sistema Solar.

"O ALMA deu-nos esta imagem incrivelmente clara de um disco de detritos totalmente formado," afirma Meredith MacGregor, astrônoma do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics em Cambridge, no estado norte-americano de Massachusetts. "Podemos finalmente ver a forma bem definida do disco, o que nos pode dizer muito sobre o sistema planetário subjacente responsável pela sua aparência altamente distintiva."

Fomalhaut é um sistema estelar relativamente próximo e um de apenas cerca de 20 em que os planetas foram fotografados diretamente. Todo o sistema tem aproximadamente 440 milhões de anos, cerca de um-décimo da idade do nosso Sistema Solar.

Conforme revelado na nova imagem ALMA, formou-se uma banda brilhante de poeira gelada com cerca de 2 bilhões de quilômetros de espessura e a aproximadamente 20 bilhões de quilômetros da estrela.

Os discos de detritos são características comuns em torno de estrelas jovens e representam um período muito dinâmico e caótico na história de um sistema solar. Provavelmente são formados pelas colisões em curso de cometas e outros planetesimais nas fronteiras exteriores de um sistema planetário recém-formado. Os detritos remanescentes destas colisões absorvem luz da sua estrela central e irradiam esta energia como um leve brilho no comprimento de onda milimétrico que pode ser estudado com o ALMA.

Usando os novos dados ALMA e detalhados modelos de computador, os pesquisadores puderam calcular a localização precisa, largura e geometria do disco. De acordo com MacGregor, estes parâmetros confirmam que tal anel estreito é provavelmente produzido pela influência gravitacional de planetas no sistema.

As novas observações do ALMA são também as primeiras a mostrar, definitivamente, o "brilho do apocentro", um fenômeno previsto num artigo de 2016 da autora principal Margaret Pan, cientista do Massachusetts Institute of Technology (MIT). Tal como todos os objetos com órbitas alongadas, o material empoeirado no disco de Fomalhaut viaja mais lentamente quando está mais distante da estrela. À medida que a poeira abranda de velocidade, acumula-se, formando concentrações mais densas nas porções mais distantes do disco. Estas regiões densas podem ser observadas pelo ALMA como uma emissão mais brilhante nos comprimentos de onda milimétricos.

Usando o mesmo conjunto de dados ALMA, mas focando-se em sinais distintos em comprimentos de onda milimétricos naturalmente emitidos por moléculas no espaço, foi também detectado vastas reservas do gás monóxido de carbono precisamente no mesmo local que o disco de detritos.

"Estes dados permitem-nos determinar que a abundância relativa do monóxido de carbono, juntamente com o dióxido de carbono em torno de Fomalhaut, é aproximadamente a mesma encontrada em cometas no nosso próprio Sistema Solar," comenta Luca Matrà da Universidade de Cambridge, Reino Unido. "Este parentesco químico poderá indicar uma semelhança nas condições de formação dos cometas entre as regiões exteriores deste sistema planetário e o nosso." Matrà e colegas pensam que este gás ou é liberado por colisões contínuas entre cometas ou é o resultado de um impacto único e gigante entre supercometas centenas de vezes mais massivos que o Cometa Hale-Bopp.

A presença deste disco de detritos bem definido, em torno de Fomalhaut, juntamente com a sua composição química curiosamente familiar, poderá indicar que este sistema está passando pela sua própria versão do Último Grande Bombardeamento, um período há aproximadamente 4 bilhões de anos atrás em que a Terra e os outros planetas eram rotineiramente atingidos por enxames de asteroides e cometas deixados para trás pela formação do Sistema Solar.

"Há vinte anos atrás, os melhores telescópios de comprimentos de onda milimétricos deram-nos os primeiros mapas difusos dos grãos de poeira em órbita de Fomalhaut. Agora, com as plenas capacidades do ALMA, conseguimos fotografar todo o anel de material de Fomalhaut," conclui Paul Kalas, astrônomo da Universidade da Califórnia em Berkeley. "Um dia esperamos detectar os planetas que influenciam as órbitas destes grãos."

Dois artigos foram aceitos para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A estrela T Leporis

A estrela T Leporis localiza-se a cerca de 500 anos-luz na constelação Lepus (da Lebre).

estrela T Leporis

© ESO/J.-B. Le Bouquin (estrela T Leporis)

Comparação entre a imagem VLTI (Very Large Telescope Interferometer) da estrela T Leporis e o tamanho da órbita da Terra ao redor do Sol. A resolução da imagem é de 4 miliarco-segundos.

A T Leporis é uma estrela variável pertencendo ao grupo de estrelas do tipo Mira. Estas estrelas variáveis têm praticamente o seu combustível nuclear quase esgotado e estão continuamente perdendo massa. São estrelas próximas do final do seu ciclo, e que em breve sucumbirão para se tornarem anãs brancas.

O próprio Sol se tornará numa estrela do tipo Mira dentro de bilhões de anos, provavelmente consumindo a Terra e lançando colossais quantidades de gás para o espaço.

As estrelas Mira estão entre as maiores fábricas de moléculas e poeira no Universo, e T Leporis não é exceção. A estrela T Leporis pulsa num período de 380 dias e perde o equivalente à massa da Terra a cada ano terrestre. Sua temperatura superficial é de 2.800 K, sendo extremamente baixa para uma estrela.

Dado que as moléculas são formadas nas camadas da atmosfera que envolvem a estrela central, é possível observar estas camadas. Contudo, não é uma tarefa fácil, dado que a incomensurável distância dificulta a sua observação, apesar do imponente tamanho destas estrelas. A estrela T Leporis parece tão pequena vista da Terra que somente com a técnica interferométrica através do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO) permitiu observar uma camada de gás e poeira em torno da estrela, cujo diâmetro é cerca de 100 vezes maior do que o Sol. Este telescópio permite observar estrelas 15 vezes menores do que as possíveis pelo telescópio Hubble!

Fonte: ESO

quarta-feira, 17 de maio de 2017

Perseguindo um buraco negro supermassivo desertor

Os buracos negros supermassivos são geralmente objetos estacionários, localizados nos centros da maioria das galáxias. No entanto, usando dados do Observatório de raios X Chandra da NASA e outros telescópios, os astrônomos recentemente caçaram o que poderá ser um buraco negro supermassivo em movimento.

ilustração do buraco negro em fuga

© Chandra/Hubble/M. Weiss (ilustração do buraco negro em fuga)

Este possível buraco negro em fuga, que contém cerca de 160 milhões de vezes a massa do nosso Sol, está localizado numa galáxia elíptica a mais ou menos 3,9 bilhões de anos-luz da Terra. Os astrônomos estão interessados nestes buracos negros supermassivos em movimento porque podem revelar mais sobre as propriedades destes objetos enigmáticos.

Este buraco negro pode ter "recuado" quando dois buracos negros supermassivos menores colidiram e fundiram-se para formar um ainda maior. Ao mesmo tempo, esta colisão teria produzido ondas gravitacionais, emitidas mais fortemente numa dada direção do que em outras. Este buraco negro recém-formado recebeu um impulso na direção oposta destas ondas gravitacionais mais fortes. Este "pontapé" teria empurrado o buraco negro para fora do centro da galáxia.

A força aplicada depende da velocidade e direção da rotação dos dois buracos negros menores antes de se fundirem. Portanto, podem ser obtidas informações sobre estas propriedades importantes, mas elusivas, através do estudo da velocidade de recuo dos buracos negros.

Este candidato a buraco negro em recuo foi encontrado através da exploração de dados ópticos e raios X de milhares de galáxias. Primeiro, usaram observações do Chandra para selecionar galáxias que continham uma brilhante fonte de raios X e que haviam sido observadas como parte do SDSS (Sloan Digital Sky Survey). A brilhante emissão de raios X é uma característica comum dos buracos negros supermassivos em rápido crescimento.

Em seguida, os pesquisadores procuraram ver se as observações destas brilhantes galáxias em raios X, pelo telescópio espacial Hubble, revelavam nas imagens ópticas dois picos perto do seu centro. Estes dois picos podiam mostrar a presença de um par de buracos negros supermassivos ou que um buraco negro em retrocesso se tinha afastado do aglomerado de estrelas no centro da galáxia.

Se estes critérios fossem cumpridos, então os astrônomos passavam para a análise do espectro do SDSS, que mostra como a quantidade de luz visível varia com o comprimento de onda. Se os pesquisadores encontrassem sinais indicadores, nos espectros, da presença de um buraco negro supermassivo, continuavam a investigação com um exame ainda mais detalhado destas galáxias.

Depois de toda esta pesquisa, foi descoberto um bom candidato para buraco negro em retrocesso. A imagem esquerda da inserção foi obtida graças aos dados do Hubble, que mostra dois pontos brilhantes perto do meio da galáxia. Um deles está localizado no centro da galáxia e o outro a cerca de 3.000 anos-luz do centro. A última fonte mostra as propriedades de um buraco negro supermassivo crescente e a sua posição coincide com a de uma fonte de raios X brilhante detectada com o Chandra, vista na imagem direita da inserção. Usando dados do SDSS e do telescópio Keck no Havaí, a equipe determinou que o buraco negro crescente localizado perto, mas visivelmente deslocado do centro da galáxia, tem uma velocidade diferente da da galáxia. Estas propriedades sugerem que esta fonte poderá ser um buraco negro supermassivo em retrocesso.

A galáxia que hospeda este possível buraco negro em recuo também mostra algumas evidências de perturbação nas regiões externas, o que é uma indicação que poderá ter ocorrido uma fusão entre duas galáxias num passado relativamente recente. Dado que se pensa que as fusões entre buracos negros supermassivos ocorram quando as galáxias progenitoras se fundem, esta informação suporta a ideia de um buraco negro em retrocesso no sistema.

Além disso, existe uma alta formação estelar na galáxia, estimada em várias centenas de vezes a massa do Sol por ano. Isto está de acordo com as simulações de computador, que preveem que as taxas de formação estelar podem ser elevadas para galáxias em fusão, particularmente aquelas que contêm buracos negro em recuo.

Outra explicação possível para os dados é que os dois buracos negros supermassivos estão localizados no centro da galáxia, mas um deles não está produzindo radiação detectável pois está crescendo muito lentamente. Os pesquisadores favorecem a explicação do buraco negro em retrocesso, mas são necessários mais dados para fortalecer este caso.

O artigo que descreve estes resultados foi recentemente aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

sábado, 13 de maio de 2017

Um novo Netuno quente pode ser um enorme mundo com água

Um exoplaneta um pouco maior do que Netuno, localizado a cerca de 440 anos-luz de distância, parece possuir água.

ilustração da atmosfera do exoplaneta HAT-P-26b

© Goddard Space Flight Center (ilustração da atmosfera do exoplaneta HAT-P-26b)

O exoplaneta HAT-P-26b devido aos padrões iniciais é provavelmente um Netuno quente. Teoricamente, deve ter uma composição semelhante à Urano e Netuno, o último dos quais é mais denso e compacto que os outros planetas gigantes no Sistema Solar exterior. Mas apesar de seu tamanho estar mais perto dos gigantes gélidos, o planeta real é apenas um pouco mais denso do que Saturno, que é o planeta menos denso do Sistema Solar.

Então, deve ser constituído de água, ou, mais precisamente, vapor de água. A 700 graus Celsius o planeta não é exatamente propício de alguma forma ser um mundo oceânico. Apesar de uma abundância de água em Urano e Netuno, eles são chamados de "gigantes de gelo" porque a pressão atmosférica empurra o vapor de água para um estado conhecido como "gelo quente", onde é aproximadamente sólido, mas também bastante quente.

“O planeta é feito principalmente de um núcleo rochoso e um envelope denso de água, com uma atmosfera de hidrogênio e hélio com cerca de 15 a 30% da massa do planeta. As observações do Hubble sugerem que está relativamente livre de outros metais pesados ​​contaminantes, diz Hannah Ruth Wakeford, uma pós-doutora do Goddard Space Flight Center da NASA.

"O que encontramos é ao contrário de Netuno e Urano em nosso Sistema Solar, que tem mais de 100 vezes a quantidade de elementos pesados ​​como o Sol, o HAT-P-26b tem uma metalicidade baixa mais parecida com a de Júpiter, apesar de sua baixa massa. Isso afeta a tendência observada no Sistema Solar onde a diminuição da massa resulta em aumento da metalicidade," diz Wakeford.

Este mundo que orbita sua estrela tipo K em quatro dias, pode ser considerado um mini-Júpiter quente ou Saturno em vez de um mundo tipo gigante de gelo. Também provavelmente se formou de forma diferente dos gigantes de gelo. A abundância de vapor de água (quase 90% da composição do planeta) e a falta de elementos pesados ​​sugerem uma formação confortável perto da estrela.

"A partir disto, podemos obter pistas sobre a formação do planeta, o que sugere que ele se formou mais perto de sua estrela do que planetas de massas semelhantes como Netuno e Urano em nosso Sistema Solar, e como resultado tem uma atmosfera de baixa metalicidade," diz Wakeford. "Isso é diferente do que esperávamos e já vimos antes em planetas gigantes, dando-nos uma visão dos sistemas planetários que poderiam ter se formado e evoluído de forma diferente do nosso".

O estudo foi publicado na revista Science.

Fonte: Astronomy

Galáxias em fusão têm buracos negros envoltos

Os buracos negros têm uma má reputação na cultura popular pois engolem tudo o que conseguem apanhar. Na realidade, as estrelas, gases e poeiras podem orbitar os buracos negros durante longos períodos de tempo, até que uma grande perturbação empurra este material.

ilustração comparando o crescimento de buracos negros supermassivos

© NAOJ (ilustração comparando o crescimento de buracos negros supermassivos)

Esta ilustração compara o crescimento de buracos negros supermassivos em dois tipos diferentes de galáxias. Um buraco negro supermassivo em crescimento, numa galáxia normal, teria gás e poeira numa estrutura em forma de rosquinha ao seu redor (esquerda). Numa galáxia em fusão, uma esfera de material obscurece o buraco negro (direita).

A fusão entre duas galáxias é uma destas perturbações. À medida que as galáxias se combinam e os seus buracos negros centrais se aproximam, o gás e a poeira nas proximidades são empurrados para os seus respetivos buracos negros. É liberada uma quantidade enorme de radiação altamente energética à medida que o material espirala rapidamente em direção ao buraco negro faminto, se tornando um núcleo galáctico ativo (NGA).

Usando o telescópio NuSTAR da NASA, um estudo mostra que nos estágios finais de fusões galácticas, cai tanto gás e poeira, em direção ao buraco negro, que o NGA extremamente brilhante fica envolto. O efeito combinado da gravidade das duas galáxias diminui as velocidades de rotação do gás e da poeira que, de outra forma, estariam orbitando livremente. Esta perda de energia faz com que o material caia sobre o buraco negro.

"Quanto mais desenvolvida estiver a fusão, mais encoberto estará o NGA," comenta Claudio Ricci, da Pontificia Universidad Católica de Chile. "As galáxias que estão numa fase adiantada deste processo de fusão têm os seus buracos negros completamente cobertos por um casulo de gás e poeira."

Ricci e colegas observaram a emissão penetrante de raios X altamente energéticos de 52 galáxias. Cerca de metade delas estavam nos estágios finais da fusão. Dado que o NuSTAR é muito sensível à detecção dos raios X mais energéticos, foi fundamental para estabelecer a quantidade de luz que escapa da esfera de gás e poeira que cobre um NGA.

Os cientistas compararam observações de galáxias pelo NuSTAR com dados do Swift e Chandra, também da NASA, e do XMM-Newton da ESA, que observam componentes menos energéticos do espectro de raios X. Se se detectam raios X altamente energéticos de uma galáxia, mas não raios X de baixa energia, isso é sinal de um NGA altamente obscurecido.

O estudo ajuda a confirmar a ideia de longa data de que o buraco negro de um NGA faz a maior parte da sua alimentação enquanto está envolto durante os últimos estágios de uma fusão.

"Um buraco negro supermassivo cresce rapidamente durante estas fusões," comenta Ricci. "Os resultados avançam a nossa compreensão das misteriosas origens da relação entre um buraco negro e a sua galáxia hospedeira."

O estudo foi publicado na revista Monthly Notices Royal Astronomical Society.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

As assinaturas espiraladas da formação de planetas

Uma jovem estrela recentemente observada sendo cercada por uma espiral de gás e poeira poderia ser uma das primeiras mostrando a formação de planetas "em ação" por meio de um mecanismo que antes se considerava improvável.

ilustração da estrutura espiral no disco em torno de estrela

© U. Cambridge/A. Smith/F. Meru (ilustração da estrutura espiral no disco em torno de estrela)

Os astrofísicos do Instituto Kavli para Cosmologia da Universidade de Cambridge usaram modelos teóricos para determinar as origens das características em espiral de grande escala ao redor de uma estrela próxima.

As estrelas novas são cercadas por discos densos do gás e da poeira, e é dentro destes discos que os planetas são produzidos. Obscurecidos do nosso ponto de visão, os detalhes precisos de como os planetas se formam continuam difíceis de determinar a partir das observações isoladamente.

No ano passado, os astrônomos usaram o Atacama Large Millimeter Array (ALMA), extremamente sensível, localizado no Chile para observar a jovem estrela de um milhão de anos Elias 2-27 (Pérez et al 2016, Science 353, 1519). Esta exploração foi a primeira a observar diretamente o disco em torno da estrela jovem e mostrando algo muito surpreendente, em vez de ser um disco liso, a imagem mostrava dois braços espirais proeminentes, cada um estendido a um comprimento com cerca de dez vezes a distância entre o Sol e Netuno.

A pesquisa aplicou muitas simulações de computador para resolver os cálculos complexos de como o gás orbita no disco e é aquecido pela radiação da estrela central.

Os pesquisadores mostraram duas possibilidades para a origem das estruturas espirais. A primeira é que o disco em torno de Elias 2-27 pode ser tão massivo que sua própria gravidade naturalmente faz com que as espirais formem um disco "gravitante". No entanto, descobriu-se que as espirais poderiam ser formadas de outra maneira, agitadas por um planeta nas partes exteriores do disco.

Os astrônomos descobriram que a massa do planeta necessária para conduzir as espirais era enorme, quase 10 vezes a massa de Júpiter, e que era muito improvável que o método tradicional de formação de planetas tivesse sido capaz de formar tal objeto.

Este método "tradicional" de formação de planetas envolve uma colisão gradual e a aderência de pequenas partículas de poeira dentro do disco. Eventualmente, partículas de poeira juntam-se para formar pedras e, em seguida, objetos de tamanho planetário formam-se em um processo gradual conhecido como "núcleo-acreção".

Dada a jovem idade de Elias 2-27, simplesmente não houve tempo suficiente para criar um planeta da massa necessária por acreção do núcleo. A única maneira de fazer um planeta tão rápido seria se as regiões de um disco efetuasse completamente um colapso gravitacional, criando um ou mais planetas no processo.

Parece que, qualquer que seja a explicação para as espirais, Elias 2-27 poderia ser uma arma fumegante para a formação do planeta através de um processo que se pensava ser raro.

Um artigo desta pesquisa foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Kavli Institute for Cosmology

quinta-feira, 11 de maio de 2017

A Nebulosa do Caranguejo em múltiplos comprimentos de onda

A Nebulosa do Caranguejo é catalogada como M1, o primeiro objeto na famosa lista de Charles Messier de objetos que não são cometas.

M1

© Hubble/Chandra/XMM-Newton/Spitzer/VLA (M1)

De fato, a Nebulosa do Caranguejo é agora conhecida por ser um remanescente de supernova, expandindo os restos da explosão da morte de uma estrela massiva, testemunhada no planeta Terra em 1054 dC.

Esta nova imagem elegante oferece uma vista do século XXI da Nebulosa do Caranguejo, apresentando dados de imagem através do espectro eletromagnético em comprimento de onda da luz visível. A partir do espaço, os observatórios Chandra (em raios X) e XMM-Newton (em ultravioleta), os telescópios espacias Hubble (no visível) e Spitzer (no infravermelho), cujos dados estão em tons roxo, azul, verde e amarelo, respectivamente. A partir do solo, os dados em comprimento de onda do rádio obtidos pelo Very Large Array são mostrados em vermelho.

Um dos objetos mais exóticos conhecidos pelos astrónomos modernos, o Pulsar do Caranguejo, uma estrela de nêutrons que gira 30 vezes por segundo, é o ponto brilhante perto do centro da imagem. Como um dínamo cósmico, este resíduo colapsado do núcleo estelar impulsiona a emissão do objeto através do espectro eletromagnético. Abrangendo cerca de 12 anos-luz, a Nebulosa do Caranguejo está a 6.500 anos-luz de distância na constelação do Touro.

Fonte: NASA

quarta-feira, 10 de maio de 2017

Uma galáxia interagindo selvagemente

O que está acontecendo com esta galáxia espiral?

Arp 273

© Hubble/Domingo Pestana (Arp 273)

Embora os detalhes permaneçam incertos, certamente tem a ver com uma batalha contínua com sua vizinha galáctica menor.

A galáxia em destaque é denominada UGC 1810, mas juntamente com sua parceira colisional é conhecida como Arp 273. A forma geral da UGC 1810, em particular o seu anel azul exterior, é provavelmente um resultado de violentas interações gravitacionais. A cor azul deste anel é causada por estrelas massivas e quentes que se formaram apenas nos últimos milhões de anos.

A galáxia interna aparece mais velha, mais vermelha, e ligada na poeira filamentar gelada. Algumas estrelas brilhantes que aparecem em primeiro plano, não estão relacionadas à UGC 1810, enquanto várias galáxias são visíveis bem no fundo. Arp 273 está a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância em direção à constelação de Andrômeda. Muito provavelmente, a UGC 1810 devorará sua parceira galáctico íntima ao longo dos próximos bilhões de anos e resultará em uma forma espiral clássica.

Fonte: NASA

segunda-feira, 8 de maio de 2017

O héxagono de Saturno em toda plenitude

A corrente de jato polar hexagonal de Saturno é a característica brilhante de quase todas as visões da região polar norte de Saturno.

o héxagono de Saturno

© NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute/Cassini (o héxagono de Saturno)

A região, que ficou nas sombras durante a primeira parte da missão da sonda Cassini, agora aprecia toda a luz do Sol, permitindo aos cientistas observar diretamente a imagem da luz refletida.


Embora a luz solar esteja caindo no polo norte de Saturno, é suficiente para estudar esta região, pois ela não fornece muito calor. Além do Sol estar baixo no horizonte, assim como no verão nos polos da Terra; o Sol está quase dez vezes mais distante de Saturno do que da Terra. Isso resulta que a luz solar incidindo naquela região é de apenas de 1% de intensidade daquela que chega no nosso planeta.

Esta imagem captada de Saturno foi efetuada a cerca de 31 graus acima do plano do anel. A imagem foi tirada com a câmera grande angular da sonda Cassini em 22 de janeiro de 2017 usando um filtro espectral que admite preferencialmente os comprimentos de onda de luz de infravermelha próxima centrada em 939 nanômetros.


A imagem foi obtida a uma distância de aproximadamente 900.000 quilômetros de Saturno, cuja escala é de 54 km por pixel.

Fonte: Space Science Institute

Encontro imediato

Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra a galáxia incomum IRAS 06076-2139, encontrada na constelação Lepus (Lebre).

galáxia IRAS 06076-2139

© NASA/ESA/Hubble (galáxia IRAS 06076-2139)

A Wide Field Camera 3 (WFC3) e a Advanced Camera for Surveys (ACS) do Hubble observaram a galáxia a uma distância de 500 milhões de anos-luz.


Este objeto particular se destaca por ser composto de duas galáxias separadas correndo uma da outra com cerca de 2 milhões de quilômetros por hora. Esta velocidade provavelmente é muito rápida para que elas se fundam e formem uma única galáxia. No entanto, devido à sua pequena separação de apenas cerca de 20.000 anos-luz, as galáxias se distorcerão mutuamente através da força da gravidade enquanto passam próximas entre si, mudando suas estruturas em grande escala.


Estas interações galácticas são uma visão comum para o Hubble, e têm sido um campo de estudo para os astrônomos. Os comportamentos intrigantes das galáxias interativas assumem muitas formas: canibalismo galáctico, assédio de galáxias e até colisões de galáxias. A própria Via Láctea acabará por ser vítima deste último, fundindo-se com a Galáxia de Andrômeda daqui aproximadamente 4,5 bilhões de anos. O destino de nossa galáxia não deve ser alarmante: embora as galáxias estejam povoadas por bilhões de estrelas, as distâncias entre estrelas individuais são tão grandes que dificilmente haverá colisões estelares.

Fonte: NASA

Formação estelar na Nebulosa do Girino

A emissão empoeirada na Nebulosa do Girino, também conhecida como IC 410, encontra-se a cerca de 12.000 anos-luz de distância na direção da constelação boreal do Cocheiro (Auriga).

IC 410

© WISE/Francesco Antonucci (IC 410)

A nuvem de gás brilhante tem mais de 100 anos-luz de diâmetro, esculpida pela radiação e ventos estelares do aglomerado estelar aberto NGC 1893, que está dentro da nebulosa. Formado na nuvem interestelar há apenas 4 milhões de anos, as estrelas brilhantes do aglomerado são vistas ao redor da nebulosa de formação estelar.

Nota-se próximo do centro da imagem, duas faixas relativamente densas de material sendo arrastado para longe das regiões centrais da nebulosa. Locais de potencial formação estelar em curso na IC 410, estas formas de girinos cósmicos têm cerca de 10 anos-luz de comprimento. A imagem apresentada foi obtida em luz infravermelha pelo satélite Wide Field Infrared Survey Explorer (WISE) da NASA.

Fonte: NASA

domingo, 7 de maio de 2017

A fronteira final do programa Frontier Fields

O telescópio espacial Hubble da NASA/ESA examinou seis bilhões de anos-luz de espaço para resolver características extremamente fracas do aglomerado de galáxias Abell 370 que não foram vistos antes.

aglomerado de galáxias Abell 370

© Hubble (aglomerado de galáxias Abell 370)

O aglomerado de galáxias Abell 370 está  localizado a seis bilhões de anos-luz de distância na constelação Cetus. Os aglomerados de galáxias são as estruturas mais massivas do Universo que são mantidas juntas pela gravidade, geralmente são formados quando grupos menores de galáxias se aglunitaram em colisões cósmicas cada vez maiores. Estes aglomerados podem conter até 1.000 galáxias, juntamente com gás quente intergaláctico que muitas vezes brilha intensamente em comprimentos de onda de raios X, todos ligados principalmente pela gravidade da matéria escura. Já em meados da década de 1980 imagens de alta resolução do aglomerado mostraram que o arco luminoso gigante na parte inferior esquerda da imagem não era uma estrutura curiosa em seu interior, mas sim um fenômeno astrofísico: a imagem através da lente gravitacional de uma galáxia duas vezes mais longe do próprio aglomerado. O Hubble ajudou a mostrar que este arco é composto por duas imagens distorcidas de uma galáxia espiral comum que apenas está situada atrás do aglomerado.

A enorme influência gravitacional do Abell 370 altera a forma do espaço-tempo ao seu redor, fazendo com que a luz das galáxias de fundo se espalhe ao longo de múltiplos caminhos e apareça distorcida e ampliada. O efeito pode ser visto como uma série de estrias e arcos curvos em torno do centro da imagem. Os aglomerados de galáxias massivos podem, portanto, atuar como telescópios naturais, dando aos astrônomos uma visão de perto das galáxias distantes do aglomerado, um vislumbre do Universo em sua infância, apenas algumas centenas de milhões de anos após o Big Bang.

Esta imagem do Abell 370 foi captada como parte do programa Frontier Fields, que usou 630 horas do tempo de observação do Hubble, com 560 órbitas da Terra. Seis aglomerados de galáxias foram imageados em detalhes requintados, incluindo o Abell 370 que foi o último a ser captado. Uma imagem anterior deste objeto, usando menos tempo de observação e, portanto, não registrando tais detalhes, foi publicada em 2009.

Durante as observações do aglomerado, o Hubble também analisou seis "campos paralelos", regiões próximas aos aglomerados de galáxias que foram visualizadas com os mesmos tempos de exposição que os próprios aglomerados. Cada campo do aglomerado e paralelo foram fotografados em luz infravermelha pela Wide Field Camera 3 (WFC3) e em luz visível pela Advanced Camera for Surveys (ACS).

O programa Frontier Fields produziu as observações mais profundas já feitas sobre os aglomerados de galáxias e as galáxias ampliadas por trás deles. Estas observações auxiliam os astrônomos a entender como estrelas e galáxias emergiram da idade das trevas do Universo, quando o espaço era escuro, opaco e cheio de hidrogênio.

Estudar aglomerados de galáxias massivos como o Abell 370 também ajuda a medir a distribuição de matéria normal e matéria escura dentro de tais aglomerados. Ao estudar suas propriedades através de lentes gravitacionais, os astrónomos determinaram que o Abell 370 contém dois grandes aglomerados de matéria escura, contribuindo para a evidência de que este aglomerado de galáxias é realmente o resultado de dois pequenos aglomerados se fundindo.

Agora que as observações para o programa Frontier Fields estão completas, os astrônomos podem usar o conjunto de dados completo para explorar os aglomerados, seus efeitos de lente gravitacional e as galáxias ampliadas do Universo primordial em detalhes.

Fonte: ESA

Construção do Telescópio Gigante Magalhães

Um vídeo sobre o Telescópio Gigante Magalhães (GMT), produzido pela Agência FAPESP, será exibido em breve em observatórios, planetários e associações de astrônomos amadores em todo o Brasil.

  maquete do GMT

  © GMTO (maquete do GMT)

O GMT será o primeiro de uma classe conhecida como “telescópios extremamente grandes”. Com um conjunto de sete espelhos de 8 metros e 40 centímetros cada um, os sete espelhos do GMT correspondem a um único espelho de 25 metros de diâmetro e serão capazes de explorar o cosmos com definição e sensibilidade sem precedentes.

Com um poder coletor 100 vezes maior que o Hubble e com imagens 10 vezes mais nítidas do que as obtidas por esse satélite astronômico, o GMT vai mirar no espaço longínquo para explorar o passado do Universo. Ele será tão potente que poderá chegar perto do Big Bang, quando as primeiras estrelas, galáxias e buracos negros estavam se formando.

O vídeo mostra os desafios da construção do GMT no deserto do Atacama junto ao Observatório Las Campanas, no Chile. Construir um telescópio como o GMT é um empreendimento monumental. Com um custo estimado em US$ 1 bilhão, o projeto é composto por um consórcio internacional e envolve diversos países: Austrália, Coreia do Sul, Chile, Brasil e universidades dos Estados Unidos.

O Brasil é representado pela FAPESP. Com um investimento de US$ 40 milhões, o que equivale a 4% do investimento total do projeto, a FAPESP garantirá aos pesquisadores do Estado de São Paulo 4% do tempo de operação do GMT.

Isso será muito importante para o desenvolvimento da pesquisa em Astronomia no Brasil, como destaca no vídeo João Steiner, professor no Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP) e coordenador geral do projeto GMT – FAPESP.

“O GMT tem uma série de ambições científicas que justificam o investimento e o esforço com que ele está sendo construído. Queremos descobrir, por exemplo, planetas habitáveis e caracterizá-los da melhor forma possível, isto é, descobrir se eles têm água, se eles têm oxigênio em estado livre que são essenciais para que a vida possa se reproduzir. Queremos também descobrir o que ocorreu entre o Big Bang e o Universo,” disse Steiner.

Outro professor do IAG-USP, Augusto Damineli, coordenador de educação e divulgação do projeto GMT – FAPESP, explica no vídeo como os telescópios do tipo produzem suas imagens. “A partir de Newton, os telescópios passaram a usar espelhos côncavos em vez de lentes,” disse Damineli.

Claudia de Oliveira, coordenadora de instrumentação do projeto GMT – FAPESP e também professora do IAG-USP, detalha o funcionamento dos instrumentos que comporão o telescópio, como os espectrógrafos. Esses instrumentos servirão, por exemplo, para o estudo de planetas fora do Sistema Solar.

Octavio Paschoal, gerente do projeto GMT – FAPESP destaca a possível participação de empresas brasileiras na construção de componentes do telescópio. “Olhando o projeto do GMT, percebemos que apenas a estrutura que suporta o telescópio representa cerca de mil toneladas de aço, o invólucro do telescópio são mais 4 mil toneladas de aço, e aqui eu só estou falando em aço, fora os outros materiais que compõem e que irão conter na construção desse telescópio gigante. Este é o papel do GMT – FAPESP, que é atrair a indústria do Estado de São Paulo, para oferecer partes desses sistemas, e componentes para o telescópio GMT,” comenta Paschoal.

Acesse o vídeo: Telescópio Gigante Magalhães.

Fonte: Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas

Observatório Nacional oferece o curso a distância: O Sistema Solar

Estão abertas as inscrições para o curso a distância "O Sistema Solar", no site do Observatório Nacional.

divulgação do curso a distância O Sistema Solar

© ON (divulgação do curso a distância O Sistema Solar)

Os cursos a distância oferecidos pelo Observatório Nacional são gratuitos. Tratando-se de um curso em nível de divulgação científica, não é necessário conhecimento prévio para acompanhá-lo à distância, uma vez que ele está voltado para um público não especializado em ciências exatas. O seu principal objetivo é socializar o conhecimento científico.

Devido à sua característica abrangente, durante o curso serão abordados assuntos muito básicos, o que não deve ser entendido pelos professores participantes ou por aqueles que já possuem conhecimento prévio (científico ou técnico) como um demérito à sua competência.

O compromisso deste curso é transformar um assunto científico complexo em uma linguagem simples e compreensível, mas sem abrir mão do rigor das ciências exatas, estabelecendo uma conexão entre a pesquisa científica e o público. É a oportunidade de uma instituição federal de pesquisa colocar a serviço da sociedade os conhecimentos que são produzidos por seus pesquisadores, democratizando assim o seu acesso.

O material disponibilizado no site pode ser copiado (download) e impresso, desde que não seja publicado em outros meios ou vendido.

Este curso terá duração de quatro meses, tendo início no dia 3 de julho de 2017 e encerrando no dia 13 de novembro de 2017. O curso é constituído de 03 (três) módulos e tem carga horária equivalente ou estimada a 120 horas.

As inscrições permanecerão abertas até o final do último dia de prova (13/11/2017). O participante pode se inscrever a qualquer momento. Se perder um módulo ou uma prova, não há problema, pode participar da fase seguinte.

Ao final do curso, se o aluno obtiver nota com média mínima igual a 6,0 (seis), será emitido o certificado e disponibilizado na página do Observatório Nacional, sem qualquer custo. Não será emitido ou enviado certificado impresso ou declarações. A divulgação das notas e o acesso ao certificado são restritos ao aluno.

Fonte: Observatório Nacional

Ondulações na teia cósmica é medida usando quasares duplos raros

Astrônomos acreditam que a matéria no espaço intergaláctico é distribuída em uma vasta rede de estruturas filamentares interligadas conhecidas como a teia cósmica. Quase todos os átomos do Universo residem nesta teia, material vestigial deixado do Big Bang.

modelos do Universo gerados por pares de quasar

© MPIA/J. Onorbe (modelos do Universo gerados por pares de quasar)

A imagem acima é uma representação do volume de saída de uma simulação de supercomputador mostrando parte da teia cósmica, há 11,5 bilhões de anos. Este e outros modelos do Universo foram gerados e comparados diretamente com dados de pares de quasar para medir as ondulações em pequena escala na teia cósmica. O cubo tem 24 milhões de anos-luz de lado.

Uma equipe liderada por pesquisadores do Max Planck Institute for Astronomy (MPIA) fizeram as primeiras medidas de flutuações de pequena escala na teia cósmica apenas 2 bilhões de anos após o Big Bang. Estas medições foram permitidas por uma técnica nova que usa pares de quasares para sondar a teia cósmica ao longo das linhas adjacentes, estreitamente separadas da visão. Isto possibilitará reconstruir um capítulo inicial da história cósmica conhecido como a época da reionização.

As regiões mais estéreis do Universo são os cantos distantes do espaço intergaláctico. Nestas vastas extensões entre as galáxias, há apenas alguns átomos por metro cúbico, uma névoa difusa de gás de hidrogênio residual do Big Bang. Visto em maiores escalas, este material difuso, no entanto, explica a maioria dos átomos no Universo, e preenche a teia cósmica, seus fios emaranhados que medem bilhões de anos-luz.

Agora, uma equipe liderada por astrônomos do MPIA fizeram as primeiras medições de ondas em pequena escala neste gás de hidrogênio primitivo. Embora as regiões da teia cósmica que estudaram estão tão distantes que sua luz leva quase 11 bilhões de anos para chegar até nós, elas forneceram mediads das variações em sua estrutura em escalas cem mil vezes menores, comparáveis ​​ao tamanho de uma única galáxia.

O gás intergaláctico é tão tênue que não emite luz própria. Em vez disso, os astrônomos estudam-no indiretamente observando como ele absorve seletivamente a luz proveniente de fontes distantes conhecidas como quasares. Os quasares constituem uma breve fase hiperluminosa do ciclo de vida galáctico, alimentados pelo acúmulo de matéria no buraco negro supermasivo central de uma galáxia.

Quasares agem como faróis cósmicos; faróis brilhantes e distantes que permitem aos astrônomos estudar os átomos intergalácticos que residem entre a localização dos quasares e a Terra. Mas, como estes episódios hiperluminosos duram apenas uma pequena fração da vida de uma galáxia, os quasares são correspondentemente raros no céu e são tipicamente separados por centenas de milhões de anos-luz uns dos outros.

A fim de sondar a teia cósmica em escalas muito menores, os astrônomos exploraram uma coincidência cósmica fortuita: identificaram pares de quasares extremamente raros um ao lado do outro no céu e mediram diferenças sutis na absorção de átomos intergalácticos ao longo de duas linhas de visão.

"Um dos maiores desafios foi desenvolver as ferramentas matemáticas e estatísticas para quantificar as pequenas diferenças que medimos neste novo tipo de dados," diz Alberto Rorai, pesquisador pós-doutorado da Universidade de Cambridge. Rorai desenvolveu estas ferramentas como parte da pesquisa para seu doutorado no MPIA e aplicou suas ferramentas de espectros de quasares obtidos com os maiores telescópios do mundo, incluindo os telescópios Keck de 10m de diâmetro no cume do Mauna Kea no Havaí, como também o Very Large Telescope (VLT) do ESO de 8m de diâmetro no Cerro Paranal e o telescópio Magellan de 6,5m de diâmetro no Observatório Las Campanas, ambos localizados no deserto chileno do Atacama.

Os astrônomos compararam suas medidas com modelos de supercomputadores que simulam a formação de estruturas cósmicas desde o Big Bang até o presente. "A entrada para nossas simulações são as leis da Física e a saída é um Universo artificial que pode ser diretamente comparado aos dados astronômicos. Estas novas medidas concordam com o paradigma bem estabelecido de como as estruturas cósmicas se formam," diz José Oñorbe, pesquisador pós-doutorado do MPIA, que liderou o trabalho de simulação do supercomputador. Em um único laptop, estes cálculos complexos teriam exigido quase mil anos para ser concluído, mas os supercomputadores modernos permitiram que os pesquisadores os realizassem em apenas algumas semanas.

"Uma das razões pelas quais estas flutuações de pequena escala são tão interessantes é que elas codificam informações sobre a temperatura do gás na teia cósmica apenas alguns bilhões de anos após o Big Bang," explica Joseph Hennawi, que lidera o grupo de pesquisa do MPIA responsável pela medição.

Os astrônomos acreditam que a matéria no Universo passou por transições de fase há bilhões de anos atrás, o que mudou dramaticamente sua temperatura. Estas transições de fase, conhecidas como reionização cósmica, ocorreram quando o brilho ultravioleta coletivo de todas as estrelas e quasares no Universo se tornou suficientemente intenso para retirar elétrons dos átomos no espaço intergaláctico.

Como e quando a reionização ocorreu é uma das maiores questões abertas no campo da cosmologia, e estas novas medições fornecem pistas importantes que ajudarão a narrar este capítulo da história cósmica.

Os resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

sábado, 6 de maio de 2017

Sistema planetário vizinho é parecido com o nosso

O observatório aéreo Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA) da NASA, concluiu recentemente um estudo detalhado de um sistema planetário vizinho. As pesquisas confirmaram que este sistema planetário tem uma arquitetura notavelmente semelhante à do nosso Sistema Solar.

ilustração do sistema Epsilon Eridani

© NASA/SOFIA/Lynette Cook (ilustração do sistema Epsilon Eridani)

Na imagem acima, no sistema Epsilon Eridani mostra o exoplaneta Epsilon Eridani b. No plano da frente, à direita, encontra-se um planeta da massa de Júpiter que se sabe orbitar a estrela progenitora para além da orla exterior de um cinturão de asteroides. No plano de fundo, pode ser vista um outro cinturão estreito, de asteroides ou de cometas, e um terceiro cinturão, mais exterior, parecido em tamanho com o cinturão de Kuiper do nosso Sistema Solar.

Localizada a 10,5 anos-luz de distância na direção da constelação do hemisfério sul, Erídano, a estrela Epsilon Edirani, diminutivo eps Eri, é o sistema planetário mais próximo ao redor de uma estrela parecida com um jovem Sol. É um local privilegiado para pesquisar como os planetas se formam em torno de estrelas parecidas com o Sol.

Os estudos anteriores indicaram que eps Eri tinha um disco de detritos, ou seja, material remanescente que ainda está em órbita da estrela após a construção planetária ter terminado. Os detritos podem assumir a forma de gás e poeira, bem como pequenos corpos rochosos e gelados. Os discos de detritos podem ser contínuos e largos ou concentrados em cinturões de detritos, semelhantes ao cinturão de asteroides do nosso Sistema Solar e ao cinturão de Kuiper, a região situada para além de Netuno onde residem centenas de milhares de objetos rochosos. Além disso, medições sensíveis do movimento de eps Eri indicam que um planeta com quase a massa de Júpiter orbita a estrela a uma distância comparável à do nosso gigante gasoso em relação ao Sol.

Com as novas imagens obtidas pelo SOFIA, Kate Su da Universidade do Arizona e a sua equipe foram capazes de distinguir entre dois modelos teóricos da localização de detritos quentes, como poeira e gás, no sistema eps Eri. Estes modelos foram baseados em dados anteriores obtidos com o telescópio espacial Spitzer da NASA.

Um modelo indica que o material quente está em dois anéis estreitos de detritos, que corresponderiam respetivamente às posições do cinturão de asteroides e à órbita de Urano no nosso Sistema Solar. Usando este modelo, os teóricos indicam que o maior planeta num sistema planetário poderia, normalmente, estar associado com um cinturão de detritos adjacente.

O outro modelo atribui o material quente a poeira originária da zona exterior parecida ao cinturão de Kuiper e enchendo um disco de detritos mais perto da estrela central. Neste modelo, o material quente está num disco largo, não está concentrado em anéis paracidos com o cinturão de asteroides nem está associado a quaisquer planetas na região interna.

Usando o SOFIA, Su e a sua equipe verificaram que o material quente em torno de Eps Eri está organizado como o primeiro modelo sugere; encontra-se, pelo menos, num cinturão estreito em vez de num disco largo e contínuo.

Estas observações foram possíveis porque o SOFIA tem uma abertura telescópica maior que a do Spitzer, 100 polegadas (2,5 metros) em diâmetro em comparação com as 33,5 polegadas (0,85 metros) do Spitzer, o que permitiu com que a equipe a bordo do SOFIA discernisse detalhes três vezes menores do que seria possível observar com o Spitzer. Adicionalmente, a poderosa câmara infravermelha do SOFIA, FORCAST (Faint Object infraRed CAmera for the SOFIA Telescope), permitiu com que a equipe estudasse a mais forte emissão infravermelha do material quente em torno de eps Eri, em comprimentos de onda entre os 25 a 40 micrômetros, indetectável por observatórios terrestres.

"A alta resolução espacial do SOFIA, em combinação com a cobertura única e a impressionante faixa dinâmica da câmara FORCAST, permitiu-nos resolver a emissão quente em torno de eps Eri, confirmando o modelo que localizava o material quente perto da órbita do planeta joviano," comenta Su. "Além disso, é necessário um objeto de massa planetária para parar a camada de poeira da zona exterior, semelhante ao papel de Netuno no nosso Sistema Solar. É realmente impressionante como eps Eri, uma versão muito mais jovem do nosso Sistema Solar, está 'montado' como o nosso."

Este estudo foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Iowa State University

quinta-feira, 4 de maio de 2017

Ondas gigantescas no aglomerado Perseus

Combinando dados do observatório de raios X Chandra da NASA com observações de rádio e simulações de computador, os cientistas descobriram uma vasta onda de gás quente no aglomerado de galáxias de Perseu.

simulação de ondas gigantes no aglomerado Perseus

© CfA/John ZuHone (simulação de ondas gigantes no aglomerado Perseus)

Abrangendo cerca de 200.000 anos-luz, a onda é cerca de duas vezes o tamanho da galáxia Via Láctea.

Os pesquisadores acreditam que a onda se formou há bilhões de anos atrás, depois que um pequeno aglomerado de galáxias passou a 650 mil anos-luz do centro do aglomerado Perseus e fez com que seu vasto suprimento de gás flutuasse em um enorme volume.

Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas ligadas à gravidade no Universo atual. O aglomerado de galáxias Perseus tem cerca de 11 milhões de anos-luz de diâmetro e está localizado a cerca de 240 milhões de anos-luz de distância. Como todos os aglomerados de galáxias, a maior parte de sua matéria observável toma a forma de um gás penetrante com uma média de dezenas de milhões de graus, tão quente que só brilha em raios X.

Os dados de Chandra revelaram uma variedade de estruturas neste gás, de vastas bolhas sopradas pelo buraco negro supermassivo na galáxia central do aglomerado, a NGC 1275, com característica côncava enigmática conhecida como a "baía".

Para pesquisar a baía, os pesquisadores combinaram dados de alta resolução do Chandra com observações de campo largo em energias entre 700 e 7.000 eV (elétrons-volt). Uma imagem em raio X do gás quente no aglomerado de galáxias Perseus foi feita a partir destas observações. Então, os pesquisadores filtraram os dados de uma forma que iluminou o contraste das arestas, a fim de tornar os detalhes sutis mais óbvios. Uma oval destaca a localização da enorme onda, centrada em torno de 7 horas, encontrada rolando através do gás. Em seguida, os pesquisadores compararam a imagem de Perseus aprimorada em relação a simulações computacionais de fusão de aglomerados de galáxias executados no supercomputador Pleiades, no Centro de Pesquisa Ames da NASA.

Uma simulação mostrada acima parece explicar a formação da baía. Na simulação, o gás em um grande aglomerado similar à Perseus se estabeleceu em duas componentes: uma região central "fria" com temperaturas em torno de 30 milhões de graus Celsius e uma zona circundante onde o gás é três vezes mais quente. Então um pequeno aglomerado de galáxias contendo cerca de mil vezes a massa da Via Láctea contorna o aglomerado maior, perdendo seu centro em cerca de 650.000 anos-luz.

A interação cria um distúrbio gravitacional que agita o gás como creme disperso no café, criando uma espiral em expansão de gás frio. Depois de cerca de 2,5 bilhões de anos, quando o gás subiu quase 500 mil anos-luz do centro, vastas ondas se formam e rolam em sua periferia por centenas de milhões de anos antes de se dissiparem.

Estas ondas são versões gigantes de ondas Kelvin-Helmholtz, que aparecem sempre que há uma diferença de velocidade através da interface de dois fluidos, como o vento soprando sobre a água. Elas podem ser encontradas no oceano, em formações de nuvens na Terra e outros planetas, no plasma perto da Terra, e até mesmo no Sol.

Um artigo descrevendo os resultados aparece na edição de junho de 2017 da revista Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Enxergando através do véu de poeira da Pequena Nuvem de Magalhães

A Pequena Nuvem de Magalhães é uma galáxia proeminente que pode ser vista a olho nu no céu austral. No entanto, os telescópios que operam no visível não conseguem obter uma visão clara desta galáxia, devido às nuvens de poeira interestelar que a obscurecem.

Pequena Nuvem de Magalhães

© ESO/VISTA VMC (Pequena Nuvem de Magalhães)

As capacidades infravermelhas do VISTA permitiram aos astrônomos observar a miríade de estrelas nesta nossa galáxia vizinha com muito mais nitidez do que conseguido até hoje. O resultado é esta imagem recorde, a maior imagem infravermelha já obtida da Pequena Nuvem de Magalhães, repleta de milhões de estrelas.

A Pequena Nuvem de Magalhães é uma galáxia anã, a irmã menor da Grande Nuvem de Magalhães. Tratam-se de duas das nossas galáxias vizinhas mais próximas, a Pequena Nuvem de Magalhães situa-se a cerca de 200.000 anos-luz de distância, apenas 1/12 da distância a que se encontra de nós a mais famosa Galáxia de Andrômeda. No entanto, ambas as galáxias anãs apresentam formas peculiares, resultado de interações uma com a outra e com a própria Via Láctea.

A sua relativa proximidade à Terra faz com que as Nuvens de Magalhães sejam candidatas ideais para estudar a formação e evolução estelar. Porém, apesar de se saber que a distribuição e história de formação estelar nestas galáxias anãs é complexa, um dos maiores obstáculos para se obter observações claras da formação estelar é a poeira interestelar. Nuvens enormes destes grãos minúsculos dispersam e absorvem parte da radiação emitida pelas estrelas, especialmente no visível, limitando assim o que pode ser observado pelos telescópios à superfície da Terra. É a chamada extinção interestelar.

A Pequena Nuvem de Magalhães está repleta de poeira e por isso a radiação visível emitida pelas suas estrelas sofre uma extinção significativa. Felizmente, nem toda a radiação eletromagnética é afetada da mesma maneira pela poeira. A radiação infravermelha passa através da poeira interestelar muito mais facilmente que a visível, por isso ao observarmos no infravermelho podemos aprender como é que as novas estrelas se formam nas nuvens de gás e poeira.

O telescópio VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope) foi concebido para observar a radiação infravermelha. O VISTA Survey of the Magellanic Clouds (VMC) foca-se no mapeamento da história de formação estelar da Pequena e Grande Nuvens de Magalhães, mapeando também as suas estruturas tridimensionais. Foram obtidas imagens infravermelhas de milhões de estrelas da Pequena Nuvem de Magalhães graças a este rastreio, o que nos fornece uma visão sem precedentes desta galáxia quase sem os efeitos da extinção interestelar.

Toda a imagem se encontra repleta de estrelas que pertencem à Pequena Nuvem de Magalhães e inclui também galáxias de fundo e vários aglomerados de estrelas brilhantes, como 47 Tucanae que se encontra à direita na imagem e se situa muito mais perto da Terra do que a Pequena Nuvem de Magalhães. Um zoom da imagem mostra-nos esta galáxia como nunca observada antes!

A grande quantidade de nova informação contida nesta imagem de 1,6 gigapixels foi analisada por uma equipe internacional liderada por Stefano Rubele da Universidade de Pádua, na Itália. A equipe utilizou modelos estelares de vanguarda para obter alguns resultados surpreendentes.

O rastreio mostrou que a maioria das estrelas na Pequena Nuvem de Magalhães se formaram muito mais recentemente do que as das suas galáxias vizinhas maiores. Este resultado preliminar do rastreio é apenas o aperitivo de novas descobertas que certamente surgirão, já que o rastreio continua preenchendo “buracos vazios” nos nossos mapas das Nuvens de Magalhães.

Este trabalho foi descrito num artigo científico intitulado "The VMC survey – XIV. First results on the look-back time star formation rate tomography of the Small Magellanic Cloud”, que foi publicado na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO