quinta-feira, 30 de agosto de 2018

Um complexo de nebulosas de reflexão em Cygnus

Uma imagem colorida com contrastes que apresenta estrelas, poeira e gás incandescente nas proximidades da NGC 6914.

NGC 6914 e Cygnus OB2

© Ivan Eder (NGC 6914 e Cygnus OB2)

O complexo de nebulosas de reflexão fica a cerca de 6.000 anos-luz de distância, em direção à constelação de Cygnus e ao plano da Via Láctea. Nuvens de poeira interestelares obscuras aparecem em silhueta enquanto nebulosas avermelhadas de emissão de hidrogênio, junto com as nebulosas azuis de reflexão de poeira, preenchem a tela cósmica.

A radiação ultravioleta das estrelas massivas e quentes da extensa associação Cygnus OB2 ioniza o gás hidrogênio atômico da região, produzindo o brilho vermelho característico à medida que os prótons e elétrons se recombinam. As estrelas Cygnus OB2 incorporadas também fornecem a luz estelar azul fortemente refletida pelas nuvens de poeira.

O campo telescópico de quase 1 grau de largura abrange cerca de 100 anos-luz a uma distância estimada da NGC 6914.

Fonte: NASA

quarta-feira, 29 de agosto de 2018

Olho celestial penetrante captado pelo Hubble

Esta imagem exuberante efetuada pelo telescópio espacial Hubble mostra a nebulosa planetária NGC 3918, uma brilhante nuvem de gás colorida na constelação de Centaurus, localizada a cerca de 4.900 anos-luz de distância da Terra.

A piercing eye in the sky

© Hubble (NGC 3918)

No centro da nuvem de gás, e completamente diminuída pela nebulosa, estão os restos mortais de uma estrela gigante vermelha. Durante a fase final convulsiva, na evolução destas estrelas, imensas nuvens de gás são ejetadas da superfície da estrela antes que ela saia do casulo como uma anã branca. A intensa radiação ultravioleta desta diminuta remanescente estelar faz com que o gás ao redor brilhe como uma luz fluorescente. Estas extraordinárias e coloridas nebulosas planetárias estão entre os objetos mais dramáticos do céu noturno, e as vezes possuem estranhas e irregulares formas, que não são ainda totalmente explicadas.

A forma distinta de um olho da NGC 3918, com uma brilhante concha interna de gás e uma concha mais externa mais difusa que se estende para bem longe da nebulosa, se parece como se fosse o resultado de duas ejeções separadas de gases. Mas isto não é o caso: estudos deste objeto sugerem que estas conchas se formaram quase ao mesmo tempo, mas estão sendo sopradas da estrela a diferentes velocidades. Os poderosos jatos de gás emergindo da parte final da estrutura maior estão viajando a cerca de 350 mil quilômetros por hora.

Pelos padrões dos fenômenos astronômicos, as nebulosas planetárias como a NGC 3918, têm uma vida muito curta, durando poucas dezenas de milhares de anos.

A imagem acima é uma composição de imagens feitas na luz visível e no infravermelho próximo com a Wide Field and Planetary Camera 2 do telescópio espacial Hubble.

Fonte: ESA

Estrelas versus poeira na Nebulosa Carina

Na constelação da Quilha, a cerca de 7.500 anos-luz de distância, localiza-se uma nebulosa na qual as estrelas nascem e morrem lado a lado. Moldada por estes eventos dramáticos, a Nebulosa Carina é uma nuvem dinâmica e em evolução, de gás e poeira bastante dispersos.

The Carina Nebula in infrared light

© ESO/J. Emerson/M. Irwin/J. Lewis (Nebulosa Carina no infravermelho)

As estrelas massivas no interior desta bolha cósmica emitem radiação intensa que faz com que o gás ao seu redor brilhe. Em contraste, outras regiões da nebulosa contêm pilares escuros de poeira que escondem estrelas recém-nascidas. Existe como que uma batalha entre as estrelas e a poeira na Nebulosa Carina, sendo que as estrelas recentemente formadas estão gerando radiação de alta energia e ventos estelares que fazem evaporar e dispersar as maternidades estelares empoeiradas nas quais se formaram.

Com uma dimensão de 300 anos-luz, a Nebulosa Carina é uma das maiores regiões de formação estelar da Via Láctea, podendo ser facilmente observada a olho nu num céu escuro. Infelizmente, para as pessoas que vivem no hemisfério norte, este objeto situa-se 60º abaixo do equador celeste e por isso é apenas visível a partir do hemisfério sul.

No centro desta intrigante nebulosa, Eta Carinae ocupa um lugar de destaque como um sistema estelar muito peculiar. esta nebulosa possui uma forma interessante de binário estelar, é o sistema estelar mais energético da região e era um dos objetos mais brilhantes do céu na década de 1830. Desde essa época diminuiu de brilho dramaticamente, aproximando-se agora do final da sua vida, mas permanecendo um dos sistemas estelares mais massivos e luminosos da Via Láctea.

Eta Carinae pode ser vista nesta imagem no meio da área de luz brilhante circundada por uma forma em “V”, formada por nuvens de poeira. Logo à direita de Eta Carinae encontra-se a relativamente pequena Nebulosa do Buraco de Fechadura, uma pequena nuvem densa de moléculas e gás frio situada no coração da Nebulosa Carina, que abriga várias estrelas massivas e cuja aparência mudou também drasticamente ao longo dos últimos séculos.

A Nebulosa Carina foi  descoberta a partir do Cabo da Boa Esperança por Nicolas Louis de La Caille nos anos 1750 e desde este momento foi observada inúmeras vezes. O Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA) acrescenta, no entanto, um detalhe sem precedentes à imagem de uma grande área; a sua visão infravermelha é perfeita no que diz respeito a revelar aglomerados de estrelas jovens escondidos no material empoeirado que serpenteia ao longo da Nebulosa Carina.

Em 2014, o VISTA foi utilizado para localizar quase cinco milhões de fontes individuais de infravermelho nesta nebulosa, revelando assim a vasta extensão deste campo de criação de estrelas.

O VISTA é o maior telescópio infravermelho do mundo dedicado a rastreios e o seu grande espelho, enorme campo de visão e detectores extremamente sensíveis permitem aos astrônomos observar o céu austral de uma maneira completamente nova.

Fonte: ESO

Descoberta a radiogaláxia mais distante do Universo

Pesquisadores do Observatório Nacional (ON) descobriram a radiogaláxia mais distante do Universo, a 12,4 bilhões anos-luz da Terra, quando o Universo tinha apenas 7% da sua idade.

localização da radiogaláxia TGSS J1530 1049

© VLA (localização da radiogaláxia TGSS J1530+1049)

A imagem acima em comprimento de onda infravermelho da região obtida pelo Very Large Array (VLA), onde se encontra a radiogaláxia TGSS J1530+1049. As elipses no centro mostram a emissão detectada em comprimentos de onda de rádio.

As radiogaláxias são objetos nos quais existe um buraco negro de grande massa e em rotação rápida que emite radiação intensa principalmente nos comprimentos de onda de rádio. A busca deste tipo de galáxia a grandes distâncias é importante porque contribui para a compreensão dos processos de formação das galáxias e seus buracos negros logo após o Big Bang. Embora existam outras galáxias ainda mais distantes, esta é a mais longínqua das radiogaláxias detectadas até o momento, superando o último recorde estabelecido em 1999 da radiogaláxia da TN J0924-2201, a 12,2 bilhões de anos-luz.

O trabalho foi realizado por Aayush Saxena, aluno de doutorado do Observatório de Leiden, na Holanda, e Murilo Marinello, aluno de doutorado do Observatório Nacional, supervisionado pelo pesquisador Roderik Overzier, da Coordenação de Astronomia e Astrofísica do ON. O desenvolvimento do trabalho só foi possível devido à associação do Brasil com o Observatório Gemini, onde as medidas foram realizadas.

A radiogaláxia foi pré-selecionada com base em observações feitas em diferentes comprimentos de onda de rádio, que indicavam que ela teria um espectro típico de objetos distantes. Entretanto, devido à sua longa distância, a galáxia não havia sido detectada ainda em comprimentos de onda óptico e infravermelho. A observação nestes comprimentos de onda exigiu a utilização do espectrógrafo GMOS do telescópio Gemini Norte, no Havaí, EUA, que permitiu detectar uma linha de emissão de hidrogênio da radiogaláxia, estabelecendo, assim, a sua distância com alta precisão.

A busca por estas radiogaláxias distantes é importante porque, no futuro, radiotelescópios como o Low-frequency Array (LOFAR) e o Square Kilometer Array (SKA) serão capazes de analisar seus espectros. Isso permitirá estudar como a luz ionizante produzida pelas primeiras estrelas e galáxias do Universo afetou as propriedades do espaço durante a denominada "época da reionização", um período muito importante da história do Universo, ainda não bem compreendido. 

O estudo faz parte da tese de doutorado de Murilo Marinello, que estuda a física de galáxias ativas. As galáxias ativas se distinguem das galáxias normais por apresentarem um brilho intenso em sua região central, o qual não pode ser atribuído apenas à densidade das estrelas ali localizadas. No centro destas galáxias existe um buraco negro circundado por um disco de gás, e a matéria inserida neste disco libera energia na forma de uma radiação brilhante, o que não é observado em galáxias normais. Esta radiação e as partículas energéticas expelidas pelo sistema se apresentam na forma de jatos ou lóbulos, que são detectados em comprimentos de onda de rádio, sendo as radiogaláxias um exemplo deste fenômeno. A defesa da sua tese está prevista para fevereiro de 2019, no Observatório Nacional.

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

Fonte: Observatório Nacional

Mapa da densidade estelar

O segundo lançamento de dados da missão Gaia da ESA, realizado em abril, marcou um ponto de viragem no estudo da nossa casa galáctica, a Via Láctea.

mapa 3D focado em estrelas OB da Via Láctea

© Galaxy Map/K. Jardine (mapa 3D focado em estrelas OB da Via Láctea)

Com um catálogo sem precedentes de posições 3D e movimentos 2D de mais de um bilhão de estrelas, além de informações adicionais sobre subconjuntos menores de estrelas e outras fontes celestes, o Gaia forneceu um recurso surpreendente para explorar a distribuição e composição da Galáxia e analisar a sua evolução passada e futura.

A maioria das estrelas na Via Láctea está localizada no disco Galáctico, que tem uma forma achatada, caracterizada por um padrão de braços espirais, semelhante ao observado em galáxias espirais além da nossa. No entanto, é particularmente difícil reconstruir a distribuição de estrelas no disco e, especialmente, o design dos braços da Via Láctea, devido à nossa posição dentro do próprio disco.

É aqui que as medições do Gaia podem fazer a diferença.

Esta imagem mostra um mapa 3D que está focado num tipo particular de objeto: estrelas OB, as estrelas mais quentes, mais brilhantes e mais massivas da nossa Galáxia. Como estas estrelas têm vidas relativamente curtas - até algumas dezenas de milhões de anos – encontram-se principalmente perto dos seus locais de formação no disco galáctico. Como tal, podem ser usadas para traçar a distribuição geral de estrelas jovens, locais de formação estelar e braços espirais da Galáxia.

O mapa, que se baseia em 400.000 estrelas deste tipo, a menos de 10.000 anos-luz do Sol, foi criado por Kevin Jardine, um programador e astrônomo amador com interesse em cartografar a Via Láctea, e que utiliza uma variedade de dados astronômicos.

Está centrado no Sol e mostra o disco galáctico como se estivéssemos olhando para ele de um ponto de vista fora da Galáxia.

Para lidar com o enorme número de estrelas no catálogo do Gaia, Kevin utilizou a chamada isosuperfície de densidade, uma técnica que é usada rotineiramente em muitas aplicações práticas, por exemplo, para visualizar o tecido dos órgãos dos ossos em tomografias computadorizadas do corpo humano. Nesta técnica, a distribuição 3D de pontos individuais é representada em termos de uma ou mais superfícies lisas que delimitam regiões com uma densidade de pontos diferente.

Aqui, regiões do disco galáctico são mostradas com cores diferentes, dependendo da densidade de estrelas ionizantes anotadas pelo Gaia; estas são as mais quentes entre as estrelas OB, brilhando com a radiação ultravioleta que retira os elétrons dos átomos de hidrogênio para lhes dar o seu estado ionizado.

As regiões com maior densidade destas estrelas são exibidas em tons rosa/roxo, regiões com densidade intermédia em violeta/azul claro, e regiões de baixa densidade em azul escuro. Informações adicionais de outras pesquisas astronômicas foram também usadas para cartografar as concentrações de poeira interestelar, mostradas em verde, enquanto nuvens conhecidas de gás ionizado estão representadas como esferas vermelhas.

O aparecimento de "raios" é uma combinação de nuvens de poeira que bloqueiam a visão das estrelas por trás delas e um efeito de alongamento da distribuição de estrelas ao longo da linha de visão.

Uma versão interativa deste mapa está também disponível como parte do Gaia Sky, um software de visualização em astronomia 3D, em tempo real, que foi desenvolvido no âmbito da missão Gaia no Astronomisches Rechen-Institut, Universidade de Heidelberg, Alemanha.

Fonte: ESA

segunda-feira, 27 de agosto de 2018

Descoberta misteriosa fonte de raios X

Uma enigmática fonte de raios X, revelada como parte de um projeto de pesquisa de dados por estudantes do ensino secundário, revela caminhos inexplorados, escondidos no vasto arquivo do observatório de raios X do XMM-Newton da ESA.

fonte em NGC 6540

© INAF/EXTraS (fonte em NGC 6540)

Quando o XMM-Newton foi lançado em 1999, a maioria dos estudantes que estão hoje terminando o ensino secundário nem sequer tinham nascido. No entanto, o observatório de raios X da ESA, com quase duas décadas de existência, tem muitas surpresas para serem exploradas pela próxima geração de cientistas.

A nova descoberta foi revelada numa colaboração recente entre cientistas do Instituto Nacional de Astrofísica (INAF), em Milão, na Itália, e um grupo de estudantes de uma escola secundária próxima de Saronno.

A interação frutífera foi parte do projeto EXTraS (Exploring the X-ray Transient e variable Sky), um estudo internacional de pesquisa de fontes variáveis dos primeiros 15 anos de observações do XMM-Newton.

O catálogo EXTraS, recentemente publicado, inclui todas as fontes de raios X - cerca de meio milhão - cujo brilho muda com o tempo, como observado pelo XMM-Newton, e lista vários parâmetros observados para cada fonte.

Cientistas do INAF têm cooperado com escolas locais há já alguns anos, recebendo vários grupos de estudantes no instituto, durante algumas semanas, e incorporando-os nas atividades dos vários grupos de pesquisa.

Para este projeto em particular, os alunos receberam uma introdução sobre astronomia e as fontes exóticas que estudamos com telescópios de raios X, bem como um tutorial sobre o banco de dados e como usá-lo.

Os seis estudantes analisaram cerca de 200 fontes de raios X, analisando a sua curva de luz - um gráfico que mostra a variabilidade do objeto ao longo do tempo - e verificando a literatura científica para comprovar se já haviam sido estudados.

Eventualmente, identificaram um punhado de fontes que exibiam propriedades interessantes que não havia sido relatado anteriormente por outros estudos.

Apresentando a menor luminosidade de todos os objetos analisados, esta fonte parece estar localizada no aglomerado globular NGC 6540, e não havia sido estudada antes.

Uma outra fonte de baixa luminosidade de raios X, foi observada pelo XMM-Newton brilhando até 50 vezes o seu nível normal em 2005, e caindo rapidamente novamente após cerca de cinco minutos.

Estrelas como o nosso Sol brilham moderadamente em raios X e, ocasionalmente, passam por explosões que aumentam o seu brilho, como o observado nessa fonte. No entanto, estes eventos, normalmente, duram muito mais tempo, de até algumas horas ou mesmo dias.

Por outro lado, as explosões curtas são observadas em sistemas estelares binários que hospedam um remanescente estelar denso, como a estrela de nêutrons, mas essas manifestações de raios X são caracterizadas por uma luminosidade muito maior.

Este acontecimento está desafiando a compreensão das explosões de raios X: muito curto para ser um brilho estelar comum, mas muito fraco para estar ligado a um objeto compacto.

Outra possibilidade é que a fonte seja um binário cromosfericamente ativo, um sistema duplo de estrelas com intensa atividade de raios X causada por processos na sua cromosfera, uma camada intermediária na atmosfera de uma estrela. Mas mesmo neste caso, não corresponde, de perto, às propriedades de qualquer objeto conhecido desta classe.

Os cientistas suspeitam que esta fonte peculiar não seja única, e que outros objetos com propriedades semelhantes estejam à espreita no arquivo XMM-Newton, mas ainda não foram identificados por causa da combinação de baixa luminosidade e curta duração do brilho.

A equipe planeia estudar, em detalhe, a nova fonte identificada, de modo a entender melhor a sua natureza, enquanto procura por mais objetos semelhantes no arquivo.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA

domingo, 26 de agosto de 2018

Messier 20 e 21

A bela Nebulosa Trífida, também conhecida como Messier 20 (M20), é fácil de encontrar com um pequeno telescópio na constelação de Sagitário.

M20 e M21

© Ignacio Diaz Bobillo (M20 e M21)

A Nebulosa Trífida está localizada a cerca de 5.000 anos-luz de distância da Terra.

A imagem colorida desta nebulosa com contrastes cósmicos compartilha este campo composto, de cerca de 1 grau de largura, com o aglomerado estelar aberto Messier 21 (M21), no canto inferior direito. Dissecada por pistas de poeira a Nebulosa Trífida possui de cerca de 40 anos-luz de diâmetro e apenas 300.000 anos de idade.

Isso a torna uma das regiões de formação de estrelas mais jovens em nosso céu, com estrelas recém-nascidas e embrionárias embutidas em suas nuvens de poeira e gás. As estimativas da distância para aglomerado estelar aberto M21 são semelhantes às do M20, mas, apesar de compartilharem esse lindo céu telescópico, não há conexão aparente entre os dois. Na verdade, as estrelas do M21 são muito mais velhas, com cerca de 8 milhões de anos.

Fonte: NASA

Hipparcos e Gaia ajudam a determinar a massa de Beta Pictoris b

A massa de um exoplaneta muito jovem foi revelada pela primeira vez usando dados da missão Gaia da ESA e do seu satélite predecessor, o aposentado Hipparcos com um quarto de século.

exoplaneta Beta Pictoris b visível em órbita da sua estrela hospedeira

© ESO/A-M. Lagrange (exoplaneta Beta Pictoris b visível em órbita da sua estrela hospedeira)

Os astrônomos Ignas Snellen e Anthony Brown da Universidade de Leiden, na Holanda, deduziram a massa do planeta Beta Pictoris b a partir do movimento da sua estrela hospedeira durante um longo período de tempo, tanto com a ajuda do Gaia como com a do Hipparcos.

O planeta é um gigante gasoso parecido com Júpiter, mas, de acordo com a nova estimativa, é 9 a 13 vezes mais massivo. Orbita a estrela Beta Pictoris, a segunda estrela mais brilhante da constelação de Pintor.

O planeta só foi descoberto em 2008 em imagens captadas pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO do Chile. Tanto o planeta como a estrela só têm aproximadamente 20 milhões de anos, cerca de 225 vezes mais jovens do que o Sistema Solar. A sua tenra idade torna o sistema intrigante, mas também difícil de estudar usando métodos convencionais.

O comportamento nos estágios iniciais da sua evolução dificulta a tarefa dos astrônomos em medir com precisão a velocidade radial da estrela, a velocidade à qual parece mover-se periodicamente na direção da Terra e na direção oposta. Pequenas mudanças na velocidade radial de uma estrela, provocadas pela atração gravitacional de planetas na sua vizinhança, são regularmente usadas para estimar as massas de exoplanetas. Mas este método funciona principalmente para sistemas que já passaram pelos estágios iniciais da sua evolução.

No caso de Beta Pictoris b, os limites superiores da gama de massas do planeta foram obtidos antes de usar o método de velocidade radial. Para obter uma estimativa melhor, os astrônomos usaram um método diferente, tirando proveito das medições do Hipparcos e do Gaia que revelam a posição precisa e o movimento da estrela hospedeira do planeta no céu ao longo do tempo.

Por outro lado, a estrela é muito quente, gira depressa e pulsa. A estrela orbita em torno do centro da Via Láctea, tal como o Sol. Da Terra, este movimento parece linear quando projetado no céu. Este movimento é denominado movimento próprio. Também existe o efeito de paralaxe, que é provocado pela Terra em órbita do Sol. Por causa disso, ao do longo do ano, vemos a estrela de ângulos ligeiramente diferentes.

E há ainda as pequenas oscilações na trajetória da estrela no céu, desvios minúsculos da trajetória esperada provocados pela atração gravitacional do planeta em órbita da estrela. Esta é a mesma oscilação que pode ser medida através de mudanças na velocidade radial, mas ao longo de uma direção diferente, no plano do céu e não ao longo da linha de visão.

Para poder fazer tal avaliação, os astrônomos precisam de observar a trajetória da estrela durante um período de tempo longo a fim de entender adequadamente o movimento próprio e o efeito de paralaxe.

A missão Gaia, desenhada para observar mais de um bilhão de estrelas na nossa Galáxia, será eventualmente capaz de fornecer informações sobre uma grande quantidade de exoplanetas. Nos 22 meses de observações incluídas no segundo lançamento de dados do Gaia, publicado em abril, o satélite registou a estrela Beta Pictoris cerca de 30 vezes. No entanto, isso não é suficiente.

A combinação das medições do Gaia com as da missão Hipparcos da ESA, que observou Beta Pictoris 111 vezes entre 1990 e 1993, levou a que Ignas e Anthony obtivessem o seu resultado muito mais depressa. Isto levou à primeira estimativa bem-sucedida da massa de um planeta jovem usando medições astrométricas.

O movimento próprio também contém o componente provocado pelo planeta em órbita. O Hipparcos, por si só, não teria sido capaz de encontrar este planeta porque a estrela pareceria solitária e perfeitamente normal a não ser que fosse observado por muito mais tempo.

O resultado representa um passo importante para uma melhor compreensão dos processos envolvidos na formação planetária e antecipa as empolgantes descobertas de exoplanetas que serão alcançadas pelos futuros lançamentos de dados do Gaia.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESA

Água gelada confirmada nos polos da Lua

Astrônomos observaram diretamente evidências definitivas de água gelada na superfície da Lua, nas partes mais escuras e mais frias das suas regiões polares.

distribuição do gelo superficial nos polos lunares

© NASA (distribuição do gelo superficial nos polos lunares)

A imagem mostra a distribuição do gelo superficial no polo sul (esquerda) e no polo norte (direita) da Lua, detectado pelo instrumento M3 (Moon Mineralogy Mapper) da NASA. O azul representa as localizações do gelo, sobrepostas sobre uma imagem da superfície lunar, onde o tom cinza corresponde a temperaturas (tons escuros correspondem a áreas mais frias e tons mais claros correspondem a zonas mais quentes). O gelo está concentrado nos locais mais frios e escuros, nas sombras das crateras.

Estes depósitos de gelo estão distribuídos de forma irregular e podem ser antigos. No polo sul, a maioria da água gelada está concentrada nas crateras lunares, enquanto o gelo no polo norte está mais amplamente distribuído, mas é mais escasso.

Uma equipe de cientistas, liderada por Shuai Li da Universidade do Hawaii e da Universidade de Brown e que inclui Richard Elphic do Centro de Pesquisa Ames da NASA, usou dados do instrumento M3 da NASA para identificar três assinaturas específicas que definitivamente comprovam a existência de água gelada na superfície da Lua.

O instrumento M3, a bordo da sonda Chandrayaan-1, lançada em 2008 pela ISRO (Indian Space Research Organization), a agência espacial da Índia, estava equipado para confirmar a presença de gelo na Lua. Recolheu dados que não só captaram as propriedades refletivas que era esperada do gelo, mas também foi capaz de medir diretamente a maneira distinta como as suas moléculas absorvem a luz infravermelha, de modo que pode diferenciar entre água líquida, vapor e gelo sólido.

A maior parte do gelo recém-descoberto encontra-se nas sombras de crateras perto dos polos, onde as temperaturas mais quentes nunca sobem acima dos -157ºC. Devido à inclinação muito pequena do eixo de rotação da Lua, a luz solar nunca alcança estas regiões.

As observações anteriores encontraram indiretamente possíveis sinais de água gelada superficial no polo lunar sul, mas estes podiam ter sido explicados por outros fenômenos, como por exemplo solo lunar incomumente refletivo.

Com gelo suficiente à superfície - nos primeiros milímetros - a água pode ser utilizada como recurso para expedições futuras para explorar e até permanecer na Lua, e é potencialmente mais fácil de aceder do que a água detectada por baixo da superfície da Lua.

Aprender mais sobre este gelo, como lá chegou e como interage com o maior ambiente lunar será um foco fundamental da NASA e parceiros comerciais, à medida que se esforçam para regressar e explorar o nosso vizinho mais próximo, a Lua.

Os resultados foram publicados na revista Proceedings of the National Academy of Sciences.

Fonte: University of Hawaii

quinta-feira, 23 de agosto de 2018

Elementos brilhantes na Nebulosa da Alma

Estrelas estão se formando na Nebulosa da Alma.

IC 1898

© Jesús M.Vargas/Maritxu Poyal (IC 1898)

A Nebulosa da Alma é uma grande região formadora de estrelas, também denominada IC 1898, que pode ser encontrada na direção da constelação de Cassiopeia, que a mitologia grega credita como a esposa vaidosa de um rei que governou há muito tempo as terras ao redor do alto rio Nilo.

A Nebulosa da Alma abriga vários aglomerados abertos de estrelas, uma grande fonte de rádio conhecida como W5 e enormes bolhas formadas pelos ventos de jovens estrelas massivas.

Localizada a cerca de 6.500 anos-luz de distância, a Nebulosa da Alma se estende por cerca de 100 anos-luz e geralmente é vista ao lado de seu vizinho celestial, a Nebulosa do Coração (IC 1805).

A imagem em destaque é um composto de três exposições em cores diferentes: vermelho devido à emissão de gás hidrogênio, amarelo devido à emissão de enxofre e azul devido à emissão do oxigênio.

Fonte: NASA

As capacidades de frequências mais altas do ALMA

Uma equipe de cientistas que usa as capacidades de maior frequência do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) descobriu jatos de vapor de água quente saindo de uma estrela recém-formada.

ALMA Band 10 radio image of NGC 6334I

© ALMA (NGC 6334I)

Os pesquisadores também detectaram as "impressões digitais" de uma surpreendente variedade de moléculas próximas deste berçário estelar.

O telescópio ALMA no Chile transformou a forma como vemos o Universo, mostrando-nos partes do cosmos que de outro modo seriam invisíveis. Este conjunto de antenas incrivelmente precisas estuda uma faixa de rádio comparativamente de alta frequência: ondas que variam de alguns décimos de milímetro até vários milímetros em amplitude. Recentemente, os cientistas empurraram o ALMA aos seus limites, aproveitando as capacidades de maior frequência (menor comprimento de onda), que espiam parte do espectro eletromagnético que cruza a linha entre o infravermelho e o rádio.

"As observações de rádio de alta frequência como estas normalmente não são possíveis no solo," comenta Brett McGuire, químico do National Radio Astronomy Observatory (NRAO). "Elas exigem a extrema precisão e sensibilidade do ALMA, juntamente com algumas das condições atmosféricas mais secas e estáveis que podem ser encontradas na Terra."

Sob condições atmosféricas ideais, que ocorreram na noite de 5 de abril de 2018, os astrônomos exploraram a frequência submilimétrica mais alta do ALMA numa região curiosa da Nebulosa Pata de Gato, também conhecida como NGC 6334I, uma região de formação estelar localizada a cerca de 4.300 anos-luz da Terra na direção da constelação de Escorpião.

As observações anteriores do ALMA desta região, em frequências mais baixas, revelaram a formação turbulenta de estrelas, um ambiente altamente dinâmico e uma riqueza de moléculas no interior da nebulosa.

Para observar em frequências mais altas, as antenas do ALMA estão desenhadas para acomodar uma série de "bandas" - numeradas de 1 a 10 - e cada uma estuda uma parte específica do espectro. Os receptores de Banda 10 observam as frequências mais altas (comprimentos de onda mais curtos) de qualquer um dos instrumentos ALMA, abrangendo comprimentos de onda de 0,3 a 0,4 milímetros (787 a 950 gigahertz), também considerados radiação infravermelha de comprimento de onda longo.

Um dos primeiros resultados da Banda 10 do ALMA foi também um dos mais desafiadores, a observação direta de jatos de vapor de água liberados por uma das maiores protoestrelas da região. O ALMA foi capaz de detectar a luz de comprimento de onda submilimétrico naturalmente emitida pela água pesada (moléculas de água formadas por átomos de oxigênio, hidrogênio e deutério, que são átomos de hidrogênio com um próton e um nêutron no seu núcleo).

À medida que as estrelas começam a se formar a partir de nuvens massivas de poeira e gás, o material ao redor da estrela cai para a massa no centro. Uma porção deste material, no entanto, é expelido da protoestrela em crescimento como um par de jatos, que transportam gás e moléculas, incluindo água.

A água pesada que os cientistas observaram flui ou de uma única protoestrela ou de um pequeno aglomerado de protoestrelas. Estes jatos estão orientados de modo diferente do que parecem ser jatos muito maiores e potencialmente mais maduros emanados da mesma região. Os astrónomos especulam que os jatos de água pesada vistos pelo ALMA são características relativamente recentes que começam agora a mover-se para a nebulosa ao redor.

Estas observações também mostram que nas regiões onde esta água bate no gás circundante, masers de água de baixa frequência - versões naturais de lasers de micro-ondas - entram em erupção. Os masers foram detectados em observações complementares pelo Very Large Array (VLA).

Além de produzir imagens marcantes de objetos no espaço, o ALMA também é um sensor cosmo-químico extremamente sensível. À medida que as moléculas vibram no espaço, naturalmente emitem luz em comprimentos de onda específicos, que aparecem como picos e quedas num espectro. Todas as bandas receptoras do ALMA podem detectar estas impressões digitais únicas, mas as linhas das frequências mais altas fornecem uma visão única sobre substâncias químicas mais leves e importantes, como a água pesada. Também fornecem a capacidade de observar estes sinais de moléculas complexas e quentes, que possuem linhas espectrais mais fracas em frequências mais baixas.

Usando a Banda 10, os pesquisadores foram capazes de observar uma região do espectro que é extraordinariamente rica em impressões digitais moleculares, incluindo a do glicoaldeído, a molécula mais simples relacionada com o açúcar.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

sexta-feira, 17 de agosto de 2018

Numa região massiva do espaço foram encontradas muito menos galáxias

Astrônomos da Universidade da Califórnia (UCLA) resolveram um mistério sobre o Universo primitivo e suas primeiras galáxias.

simulação da distribuição da matéria no Universo

© TNG Collaboration (simulação da distribuição da matéria no Universo)

A imagem acima mostra uma simulação da distribuição da matéria no Universo. As regiões alaranjadas contêm galáxias; as estruturas azuis são gás e matéria escura.

Sabe-se que há mais de 12 bilhões de anos, cerca de um bilhão de anos após o Big Bang, o gás no espaço profundo era, em média, muito mais opaco do que é agora em algumas regiões, embora a opacidade variasse muito de local para local. Mas não havia certeza do que provocava estas variações.

Para saber porque é que estas diferenças ocorreram, os astrônomos usaram um dos maiores telescópios do mundo, o telescópio Subaru em Mauna Kea, Havaí, para procurar galáxias com estrelas jovens numa região excecionalmente grande do espaço, com 500 milhões de anos-luz de diâmetro, onde sabiam que o gás intergaláctico era extremamente opaco.

Se a região tivesse um número anormalmente pequeno de galáxias, os cientistas seriam capazes de concluir que a luz das estrelas não podia penetrar tão longe quanto o esperado através do gás intergaláctico; se tivesse um número incomumente grande de galáxias, a implicação seria que a região havia arrefecido significativamente centenas de milhões de anos antes (ter poucas galáxias numa região significaria que não só havia menos luz emitida por estas galáxias, mas também que estava sendo formado um gás ainda mais opaco, de modo que a luz não podia viajar tanto quanto era esperado).

"Foi um caso raro na astronomia, onde dois modelos concorrentes, ambos convincentes à sua própria maneira, forneceram previsões precisamente opostas, e tivemos sorte que estas previsões fossem testáveis," comenta Steven Furlanetto, professor de astronomia na UCLA.

Os pesquisadores descobriram que a região contém muito menos galáxias do que o esperado, evidências claras de que a luz das estrelas não conseguia passar. A escassez de galáxias pode ser a razão pela qual esta região é tão opaca.

"Não é que a opacidade seja a causa da falta de galáxias," diz Furlanetto. "Em vez disso, é ao contrário."

Eles concluíram que, como o gás no espaço profundo é mantido transparente pela radiação ultravioleta das galáxias, um menor número de galáxias próximas pode torná-lo mais sombrio.

Nos primeiros bilhões de anos após o Big Bang, a radiação ultravioleta das primeiras galáxias preencheu o Universo e tornou o gás no espaço profundo transparente. Isto teria ocorrido anteriormente em regiões com mais galáxias.

Os astrônomos planejam estudar ainda mais se o vazio e outros como ele vão revelar pistas sobre como as primeiras gerações de galáxias iluminaram o Universo durante aquele período inicial.

Os astrônomos esperam que o estudo da interação entre as galáxias e o gás no espaço profundo revele mais sobre como o ecossistema intergaláctico tomou forma durante aquele período do início do Universo.

A pesquisa foi publicada na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of California

quarta-feira, 15 de agosto de 2018

Impacto de um intruso estelar no nosso Sistema Solar

Uma catástrofe há bilhões de anos pode ter moldado as regiões exteriores do Sistema Solar, deixando as regiões interiores basicamente intocadas.

ilustração de um sistema solar em formação

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de um sistema solar em formação)

Pesquisadores do Instituto Max Planck para Radioastronomia em Bonn e colaboradores descobriram que uma passagem rasante de outra estrela pode explicar muitas das características observadas no Sistema Solar exterior.

O cenário básico da formação do Sistema Solar é conhecido há muito tempo: o nosso Sol nasceu de uma nuvem colapsante de gás e poeira. No processo, foi formado um disco achatado onde não apenas cresceram os planetas, mas também objetos menores como asteroides, planetas anões, etc. Devido ao achatamento do disco, seria de esperar que os planetas orbitassem num plano único, a menos que algo dramático acontecesse depois. Olhando para o Sistema Solar, até à órbita de Netuno, tudo parece normal: a maioria dos planetas movem-se em órbitas bastante circulares e as suas inclinações orbitais variam apenas ligeiramente. No entanto, para além de Netuno, as coisas ficam muito confusas. O maior dilema é o planeta anão Sedna, que se move numa órbita inclinada e altamente excêntrica e está tão longe que não pode ter sido "empurrado" por outros planetas.

Para além da órbita de Netuno, acontece outra coisa estranha. A massa total de todos os objetos cai drasticamente quase três ordens de grandeza. Isto ocorre aproximadamente à mesma distância onde fica tudo confuso. Pode ser coincidência, mas tais coincidências são raras na natureza.

Susanne Pfalzner, autora principal do projeto , e colaboradores sugerem que uma estrela se aproximou do Sol num estágio inicial, "roubando" a maior parte do material exterior do disco protoplanetário do Sol e jogando fora o que restava para órbitas inclinadas e excêntricas. Realizando milhares de simulações de computador, verificaram o que aconteceria quando uma estrela passasse muito perto e perturbasse o disco protoplanetário. Descobriu-se que o melhor ajuste para as regiões exteriores do Sistema Solar atual vem de uma estrela perturbadora que tinha a mesma massa do Sol, ou um pouco mais leve (0,5 a 1 massas solares), que passou a aproximadamente 3 vezes a distância de Netuno.

No entanto, o mais surpreendente para os cientistas é que uma aproximação não só explica as órbitas estranhas dos objetos do Sistema Solar exterior, como também fornece detalhes para várias características inexplicáveis do nosso Sistema Solar, incluindo a relação de massa entre Netuno e Urano, e a existência de duas populações distintas de objetos do Cinturão de Kuiper.

A grande questão é a probabilidade de tal evento. Hoje em dia, as aproximações estelares, até centenas de vezes mais distantes são, felizmente, raros. No entanto, estrelas como o nosso Sol nascem normalmente em grandes grupos muito mais densos. Portanto, as passagens estelares eram significativamente mais comuns no passado distante. Realizando outro tipo de simulação, a equipe descobriu que havia uma probabilidade de 20% a 30% do Sol sofrer uma aproximação estelar nos primeiros bilhões de anos da sua vida.

Esta não é a prova definitiva de que uma aproximação estelar provocou as características confusas do Sistema Solar exterior, mas pode reproduzir muitos fatos observacionais e parece relativamente realista.

Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

terça-feira, 14 de agosto de 2018

M86 perto do centro do aglomerado de galáxias de Virgem

Existe uma ponte de gás conectando estas duas grandes galáxias?

M86 na região central do aglomerado de galáxias de Virgem

© Mark Hanson (M86 na região central do aglomerado de galáxias de Virgem)

Muito possivelmente, mas é difícil ter certeza. A M86 na parte superior esquerda é uma galáxia elíptica gigante perto do centro do aglomerado de galáxias de Virgem. Nossa Via Láctea está se movendo em direção ao Aglomerado de Virgem, localizado a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância.

No canto inferior direito de M86 está a galáxia espiral incomum NGC 4438, que juntamente com o vizinho angular NGC 4435, são conhecidas como as Galáxias dos Olhos (também Arp 120). Está é uma das imagens mais profundas tomadas da região, indicando que o gás vermelho brilhante envolve M86 e, aparentemente, conecta-o a NGC 4438.

A imagem se estende com tamanho aproximado da Lua cheia. No entanto, sabe-se também que o gás interestelar difuso e poeira formando nuvens cirrus em nossa própria galáxia está superposto em frente ao aglomerado de Virgem, e as observações da baixa velocidade deste gás parecem mais consistentes com esta hipótese da origem da Via Láctea. Uma resposta definitiva pode vir de pesquisas futuras, que também podem resolver como os braços azuis estendidos da NGC 4435 foram criados.

Fonte: NASA

É improvável que exista vida em Omega Centauri

A procura pela vida no vasto Universo é uma tarefa avassaladora, mas os cientistas podem agora riscar um local da sua lista.

aglomerado estelar Omega Centauri

© Hubble (aglomerado estelar Omega Centauri)

O denso aglomerado estelar Omega Centauri no nosso "quintal" galáctico provavelmente não será o lar de planetas habitáveis de acordo com um estudo realizado por cientistas da Universidade da Califórnia em Riverside (UCR) e da Universidade Estatal de São Francisco.

O estudo foi liderado por Stephen Kane, professor associado de astrofísica planetária do Departamento de Ciências da Terra da UCR e pioneiro na busca por exoplanetas habitáveis.

Na busca por exoplanetas habitáveis, Omega Centauri, o maior aglomerado globular da Via Láctea, parecia um bom lugar. Com aproximadamente 10 milhões de estrelas, o aglomerado está a quase 16.000 anos-luz da Terra, tornando-o visível a olho nu e um alvo relativamente próximo para observações com o telescópio espacial Hubble.

"Apesar do grande número de estrelas concentradas no núcleo de Omega Centauri, a prevalência de exoplanetas permanece um tanto ou quanto desconhecida," comenta Kane. "No entanto, uma vez que este tipo de aglomerado existe em todo o Universo, é um local intrigante para procurar habitabilidade."

Começando com uma amostra de 470.000 estrelas de várias cores no núcleo de Omega Centauri, os pesquisadores focaram-se em 350.000 estrelas cuja cor - um indicador da sua temperatura e idade - significa que podem, potencialmente, hospedar planetas habitáveis.

Para cada estrela, calcularam a zona habitável, a região orbital em torno do astro na qual um planeta rochoso poderá ter água líquida à superfície, um ingrediente fundamental para a vida como a conhecemos. Dado que a maioria das estrelas no núcleo de Omega Centauri são anãs vermelhas, as suas zonas habitáveis são muito mais íntimas do que a que rodeia o nosso próprio Sol.

"O núcleo de Omega Centauri pode, potencialmente, estar repleto de inúmeros sistemas planetários compactos que abrigam planetas na zona habitável da sua estrela," realça Kane. "Um exemplo de um tal sistema é TRAPPIST-1, uma versão em miniatura do nosso próprio Sistema Solar que está a 40 anos-luz de distância e é atualmente visto como um dos lugares mais promissores para se procurar vida alienígena."

Porém, em última análise, a natureza aconchegante das estrelas em Omega Centauri forçou os cientistas a concluir que estes sistemas planetários, embora compactos, não podem existir no núcleo do aglomerado. Enquanto o nosso próprio Sol está a uns confortáveis 4,22 anos-luz do seu vizinho estelar mais próximo, a distância média entre as estrelas no núcleo de Omega Centauri é de 0,16 anos-luz, o que significa que encontrarão estrelas vizinhas a cada 1 milhão de anos.

"A taxa a que as estrelas interagem gravitacionalmente umas com as outras seria demasiado alta para abrigar planetas habitáveis estáveis," comenta Deveny. "O estudo de aglomerados com semelhantes taxas de encontros à de Omega Centauri, ou superiores, poderia levar à mesma conclusão. Assim, o estudo de aglomerados globulares com taxas mais baixas de encontros estelares pode levar a uma maior probabilidade de encontrar planetas habitáveis estáveis."

O estudo será publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of California

segunda-feira, 13 de agosto de 2018

A Nebulosa do Lápis em vermelho e azul

A Nebulosa do Lápis é uma onda de choque que atravessa o espaço interestelar a mais de 500.000 quilômetros por hora.

Nebulosa do Lápis

© José Joaquín Perez (Nebulosa do Lápis)

Perto do topo e subindo nesta imagem composta colorida nitidamente detalhada, observam-se filamentos finos, brilhantes e trançados que são, na verdade, longas ondulações em uma camada cósmica de gás incandescente, vista quase de perfil.

A Nebulosa do Lápis, catalogada como NGC 2736, foi descoberta pelo astrônomo John Herschel em 1835. Ela possui aparência alongada sugerindo o seu nome popular. A Nebulosa Lápis tem cerca de 5 anos-luz de comprimento e 800 anos-luz de distância da Terra, mas representa apenas uma pequena parte do remanescente da supernova Vela.

O remanescente da supernova Vela tem cerca de 100 anos-luz de diâmetro, a nuvem de detritos em expansão de uma estrela que explodiu há 11 mil anos. Inicialmente, a onda de choque estava se movendo a milhões de quilômetros por hora, mas diminuiu consideravelmente, varrendo o material interestelar circundante. Na imagem de campo amplo, as cores vermelha e azul acompanham o brilho característico dos átomos de hidrogênio e oxigênio ionizados, respectivamente.

Fonte: NASA

Um baú do tesouro galáctico

Uma grande quantidade de galáxias é vista nesta imagem espetacular do telescópio espacial Hubble.

RXC J0142.9 4438

© RELICS/Hubble (RXC J0142.9+4438)

No objeto RXC J0142.9+4438, visto na imagem acima, notam-se redemoinhos de braços espirais em todas as cores e orientações, e as galáxias elípticas difusas que podem ser vistas salpicadas na imagem como suaves manchas brilhantes no céu. Cada mancha visível de uma galáxia é o lar de inúmeras estrelas. Algumas estrelas mais próximas da Via Láctea brilham intensamente em primeiro plano, enquanto um gigantesco aglomerado de galáxias se aninha no centro da imagem; uma imensa coleção de talvez milhares de galáxias, todas mantidas juntas pela implacável força da gravidade.

Os aglomerados de galáxias são alguns dos objetos mais interessantes do cosmos. Eles são os nós da teia cósmica que permeia todo o Universo, estudá-los é conhecer a organização da matéria na maior das escalas. Não apenas os aglomerados de galáxias são os objetos ideais para o estudo da matéria escura e da energia escura, mas também permitem o estudo de galáxias mais distantes. Sua imensa influência gravitacional significa que eles distorcem o espaço-tempo em torno deles, fazendo-os agir como lentes gigantescas. A luz das galáxias de fundo é deformada e ampliada à medida que passa pelo aglomerado de galáxias, permitindo aos astrônomos uma visão do Universo primordial.

Esta imagem foi obtida pela Advanced Camera for Surveys e Wide-Field Camera 3 do Hubble como parte de um programa de observação chamado RELICS (Reionization Lensing Cluster Survey). A Relics analisou 41 aglomerados de galáxias com o objetivo de encontrar as galáxias mais distantes para que o próximo telescópio espacial James Webb (JWST) possa estudá-las.

Fonte: ESA

sábado, 11 de agosto de 2018

Descobertos 44 novos exoplanetas

Quarenta e quatro planetas localizados em sistemas solares além do nosso foram descobertos de uma vez só.

tamanhos, órbitas e temperaturas de superfície dos 44 novos exoplanetas

© John Livingston (tamanhos, órbitas e temperaturas de superfície dos 44 novos exoplanetas)

As descobertas irão melhorar os modelos existentes de sistemas solares e podem ajudar os no estudo das atmosferas de exoplanetas. Novas técnicas de processamento de dados foram desenvolvidas para validar a descoberta e podem ser usadas para acelerar o processo de confirmação de mais candidatos a exoplanetas.

Uma equipe internacional de astrônomos pesquisou nos dados do telescópio espacial Kepler da NASA e nos dados da missão Gaia da ESA, bem como usou dados de telescópios baseados em terra. O principal autor do estudo e estudante de doutorado da Universidade de Tóquio, John Livingson, e as fontes combinadas da equipe levaram à confirmação da existência destes 44 exoplanetas, descrevendo vários detalhes sobre eles.

Uma parte dos exoplanetas descobertos possui características surpreendentes. Por exemplo, 4 dos exoplanetas orbitam suas estrelas num período de menos de 24 horas. Estes exoplanetas contribuem para uma pequena lista, mas que está crescendo de planetas de período extremamente curtos, sugerindo que eles poderiam ser mais comuns do que se pensava anteriormente.

Dezesseis dos exoplanetas descobertos têm a mesma classe da Terra, um em particular é extremamente pequeno, do tamanho aproximadamente de Vênus, estando muito perto do limite de detecção atual.

Os exoplanetas observados pelo Kepler são conhecidos como planetas que transitam suas estrelas, já que suas órbitas, vistas da perspectiva do Kepler, passam na frente de suas estrelas, reduzindo levemente o brilho. Livingston viajou até o Observatório de Kitt Peak, no Arizona, para obter dados do interferômetro de alta precisão instalado neste grande telescópio.

Estas observações juntamente com outras realizadas por telescópios no Texas, foram necessárias para caracterizar as estrelas de maneira precisa e assim descartar os chamados falsos positivos. A combinação de análises detalhadas dos dados destes telescópios, com os dados do Kepler e da missão Gaia, permitiram a precisa determinação do tamanho e da temperatura dos planetas descobertos. As descobertas realizadas pela equipe ainda incluem 27 candidatos adicionais que provavelmente são planetas também, mas que ainda precisam de mais observações para serem confirmados.

Os cientistas esperam entender quais tipos de planetas podem estar aí pelo Universo, mas conclusões válidas só podem ser alcançadas com um número suficiente de exoplanetas para que se possa fazer uma análise estatística robusta. A adição de um grande número de novos planetas, leva a um melhor entendimento teórico da formação do Sistema Solar. Os planetas também fornecem bons alvos para estudos individuais detalhados, como medidas da composição planetária, da atmosfera e da estrutura interna, em particular para 18 dos exoplanetas descobertos que se encontram em sistemas múltiplos. O estudo de outros sistemas solares pode nos ajudar a entender como os planetas e até mesmo como o nosso sistema solar se formou.

Fonte: University of Tokyo

sexta-feira, 10 de agosto de 2018

Identificados exoplanetas onde a vida pode desenvolver-se como na Terra

Cientistas identificaram um grupo de planetas localizados além do nosso Sistema Solar onde existem as mesmas condições químicas que podem ter levado à vida na Terra.

ilustração do exoplaneta Kepler-452b

© NASA/Ames/JPL-Caltech (ilustração do exoplaneta Kepler-452b)

Os pesquisadores da Universidade de Cambridge e do Medical Research Council Laboratory of Molecular Biology descobriram que as chances da vida se desenvolver à superfície de um planeta rochoso como a Terra estão ligadas com o tipo e força da luz emitida pela sua estrela hospedeira.

O seu estudo propõe que as estrelas que emitem luz ultravioleta suficiente podem dar o pontapé inicial à vida nos seus planetas em órbita da mesma maneira que provavelmente se desenvolveu na Terra, onde a radiação ultravioleta desencadeia uma série de reações químicas que produzem os blocos de construção da vida.

Os cientistas identificaram uma variedade de planetas onde os raios ultravioleta da estrela progenitora são suficientes para permitir a ocorrência destas reações químicas, situados dentro da faixa habitável onde a água líquida pode existir à superfície.

O novo estudo é o resultado de uma colaboração contínua entre o Laboratório Cavendish e o Medical Research Council Laboratory of Molecular Biology, reunindo análises sobre química orgânica e exoplanetas. Baseia-se no trabalho do professor John Sutherland, que estuda a origem química da vida na Terra.

Num outro estudo publicado em 2015, o grupo do professor Sutherland no Medical Research Council Laboratory of Molecular Biology propôs que o cianeto, apesar de ser um veneno mortal, era de fato um ingrediente fundamental na sopa primordial da qual toda a vida na Terra teve origem.

Nesta hipótese, o carbono dos meteoritos que atingiram a jovem Terra interagiram com o nitrogênio na atmosfera para formar cianeto de hidrogênio. O cianeto de hidrogênio choveu até à superfície, onde interagiu com outros elementos de várias maneiras, alimentado pela radiação ultravioleta do Sol. As substâncias químicas produzidas por estas interações deram origem aos blocos de construção do RNA (ácido ribonucleico), o parente próximo do DNA que provavelmente foi a primeira molécula da vida a transportar informação.

No laboratório, o grupo de Sutherland recriou estas reações químicas sob lâmpadas ultravioleta e gerou os precursores de lípidos, aminoácidos e nucleotídios, componentes essenciais das células vivas.

Os dois grupos realizaram uma série de experiências de laboratório a fim de medir a rapidez com que os blocos de construção da vida podem ser formados a partir de íons de cianeto de hidrogênio e sulfito de hidrogênio em água quando expostos à luz ultravioleta. Realizaram então a mesma experiência na ausência de luz.

A mesma experiência executada no escuro com o cianeto de hidrogênio e o sulfito de hidrogênio resultou num composto inerte que não pôde ser usado para formar os blocos de construção da vida, ao passo que a experiência realizada sob as luzes resultou nos blocos de construção necessários.

Os cientistas então compararam a química da luz com a química da escuridão contra a luz UV de diferentes estrelas. Traçaram a quantidade de radiação ultravioleta disponível com planetas em órbita dessas estrelas a fim de determinar onde esta química pode ser ativada.

Descobriram que as estrelas com uma temperatura idêntica à do Sol emitiam luz suficiente para os blocos de construção da vida se formarem à superfície dos seus planetas. As estrelas frias, por outro lado, não produziram luz suficiente para a formação dos blocos de construção, a não ser que tenham erupções estelares suficientes para impulsionar a química passo a passo. Os planetas que recebem luz suficiente para ativar a sua química e que podem ter água líquida à superfície residem na zona de abiogênese.

Entre os exoplanetas conhecidos que residem na zona de abiogênese, estão vários detectados pelo telescópio Kepler, incluindo Kepler-452b, um planeta que foi apelidado de "primo" da Terra, embora esteja demasiado distante para estudar com a tecnologia atual. Os telescópios de próxima geração, como o TESS e o telescópio espacial James Webb da NASA, poderão identificar e potencialmente caracterizar muitos outros planetas que se encontrem na zona de abiogênese.

Segundo estimativas recentes, existem até 700 quintilhões (7x1020) de planetas terrestres no Universo observável. Será que estamos sozinhos?

O estudo foi publicado na revista Science Advances.

Fonte: University of Cambridge

quarta-feira, 8 de agosto de 2018

Elegância elíptica

Um brilhante conjunto de galáxias povoa esta imagem obtida pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO, revelando os detalhes mais delicados da estrutura galáctica.

galáxia elíptica NGC 5018 e sua vizinhança

© ESO/M. Spavone (galáxia elíptica NGC 5018 e sua vizinhança)

O VLT consegue observar objetos astronômicos de baixíssimo brilho com grande detalhe, mas quando os astrônomos querem compreender o processo de formação da grande variedade de galáxias que existe, recorrem a um tipo de telescópio diferente, com um campo de visão muito maior. O telescópio de rastreio do VLT (VST) é um equipamento de última geração com espelho de 2,6 metros de diâmetro, que foi concebido para explorar o céu em luz, fornecendo observações astronômicas detalhadas do hemisfério sul.

Com o auxílio das grandes capacidades do VST, uma equipe internacional de astrônomos realizou o rastreio VEGAS (VST Early-type GAlaxy Survey, Rastreio de Galáxias Precoces com o VST), com o objetivo de investigar um conjunto de galáxias elípticas no hemisfério sul.

As galáxias elípticas são também conhecidas por galáxias do tipo precoce, não devido à sua idade, mas porque antigamente se pensava que estes objetos evoluiriam para as mais familiares galáxias espirais, uma ideia que se sabe agora ser falsa. As galáxias do tipo precoce são caracterizadas por uma forma elipsoidal suave e geralmente apresentam pouco gás e pouca formação estelar ativa. A impressionante diversidade de formas e tipos de galáxias encontra-se classificada na Sequência de Hubble.

Utilizando a OmegaCAM, o detector muito sensível situado no núcleo do VST, a equipe liderada por Marilena Spavone do INAF-Observatório Astronômico de Capodimonte em Nápoles, Itália, captou imagens de uma grande variedade deste tipo de galáxias em diferentes meios.

Uma destas galáxias é NGC 5018, a galáxia de um branco leitoso que se encontra próximo do centro da imagem. Este objeto situa-se na constelação da Virgem e à primeira vista pode parecer nada mais do que uma mancha difusa. No entanto, após uma inspeção mais cuidadosa, podemos ver uma corrente tênue de estrelas e gás, ou seja, uma cauda de maré, estendendo-se em direção ao exterior desta galáxia elíptica. Estruturas galáticas delicadas, tais como caudas de maré e correntes estelares, são marcas de interações galáticas, fornecendo-nos pistas vitais sobre a estrutura e dinâmica das galáxias.

Para além de muitas galáxias elípticas, e de algumas espirais, podemos ver também, em primeiro plano nesta imagem notável de 400 milhões de pixels, uma variedade de estrelas coloridas brilhantes que pertencem à nossa Via Láctea. Estas intrusas estelares, tais como HD 114746 de cor azul viva que se vê próximo do centro da imagem, não foram observadas intencionalmente, encontrando-se simplesmente entre a Terra e as galáxias distantes alvos deste estudo. Menos proeminentes, mas igualmente fascinantes, são os rastros tênues deixados pelos asteroides do nosso Sistema Solar. Abaixo da NGC 5018 podemos ver, estendendo-se ao longo da imagem, um traço fraco deixado pelo asteroide 2001 TJ21 (110423) e captado ao longo de observações sucessivas. Mais para a direita, outro asteroide, o 2000 WU69 (98603), deixou também o seu rastro na imagem.

Apesar do objetivo dos astrônomos ter sido pesquisar as estruturas delicadas de galáxias distantes situadas a milhões de anos-luz de distância da Terra, no processo acabaram também por captar imagens de estrelas próximas situadas a apenas centenas de anos-luz de distância e até rastros fracos de asteroides que se encontram a uns meros minutos-luz no nosso próprio Sistema Solar. Mesmo quando estudamos as regiões mais afastadas do cosmos, a sensibilidade dos telescópios do ESO e os límpidos céus noturnos chilenos juntam-se para nos oferecer observações fascinantes de objetos muito mais próximos de casa.

Este trabalho será publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

terça-feira, 7 de agosto de 2018

Detectado objeto magnético e exosolar de massa planetária

Astrônomos usaram o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) para fazer a primeira detecção radiotelescópica de um objeto de massa planetária localizado além do nosso Sistema Solar.

ilustração de SIMP J01365663 0933473

© Caltech/Chuck Carter (ilustração de SIMP J01365663+0933473)

O objeto, com cerca de 12 vezes a massa de Júpiter, é uma potência magnética surpreendentemente forte, viajando pelo espaço sem estar ligado a qualquer estrela.

"Este objeto está bem no limite entre um planeta e uma anã marron ou 'estrela falhada', e está proporcionando algumas surpresas que podem potencialmente ajudar-nos a compreender os processos magnéticos tanto nas estrelas quanto nos planetas," comenta Melodie Kao, que liderou este estudo enquanto estudante em Caltech, agora bolsista de pós-doutoramento Hubble na Universidade Estatal do Arizona.

As anãs marrons são objetos demasiado grandes para serem considerados planetas, mas não suficientemente grandes para sustentar a fusão nuclear de hidrogênio nos seus núcleos, o processo que alimenta as estrelas. Os teóricos sugeriram a existência de tais objetos na década de 1960, mas o primeiro só foi descoberto em 1995. Originalmente pensava-se que não emitiam ondas de rádio, mas em 2001 um surto de rádio, descoberto com o VLA, revelou que um destes astros tinha uma atividade magnética forte.

Observações subsequentes mostraram que algumas anãs marrons têm auroras fortes, semelhantes àquelas vistas nos planetas gigantes do nosso Sistema Solar. As auroras vistas na Terra são provocadas pela interação do campo magnético do nosso planeta com o vento solar. No entanto, as anãs marrons solitárias não possuem vento solar de uma estrela próxima para interação. Não se sabe como é que existem auroras nas anãs marrons, mas os cientistas pensam que uma possibilidade é um planeta ou lua em órbita que interage com o campo magnético da anã marrom, como o que acontece entre Júpiter e a sua lua Io.

O estranho objeto neste último estudo, chamado SIMP J01365663+0933473, tem um campo magnético 200 vezes mais forte que o de Júpiter. O objeto foi originalmente detectado em 2016 como uma das cinco anãs marrons que os cientistas estudaram com o VLA a fim de obter novos conhecimentos sobre os campos magnéticos e sobre os mecanismos pelos quais alguns destes objetos mais frios podem emitir rádio. As massas das anãs marrons são difíceis de serem determinadas e, na época, pensava-se que o objeto era uma anã marrom antiga e muito mais massiva.

No ano passado, uma equipe independente de cientistas descobriu que SIMP J01365663+0933473 fazia parte de um grupo muito jovem de estrelas. A sua jovem idade significa que era muito menos massiva, e que podia ser um "planeta flutuante", apenas 12,7 vezes mais massivo que Júpiter, com um raio 1,22 vezes maior. Com 200 milhões de anos e a 20 anos-luz da Terra, o objeto tem uma temperatura de superfície em tornno de 825 ºC. Em comparação, a temperatura da superfície do Sol é de aproximadamente 5.500 ºC.

A diferença entre um gigante gasoso e uma anã marrom continua sendo debatida entre os astrônomos, mas uma regra usada é a massa abaixo da qual a fusão de deutério cessa, conhecida como "limite de queima de deutério", mais ou menos 13 massas de Júpiter.

Simultaneamente, a equipe de Caltech que detectou originalmente a sua emissão de rádio em 2016 havia observado o objeto novamente num novo estudo com frequências rádio ainda mais altas e confirmou que o seu campo magnético era ainda mais forte do que o medido pela primeira vez.

"Quando foi anunciado que SIMP J01365663+0933473 tinha uma massa perto do limite de queima de deutério, tinha acabado de analisar os novos dados do VLA," afirma Kao.

As observações do VLA forneceram tanto a primeira detecção de rádio como a primeira medição do campo magnético de um possível objeto de massa planetária localizado além do nosso Sistema Solar.

"Um campo magnético tão forte apresenta enormes desafios para a nossa compreensão do mecanismo do dínamo que produz os campos magnéticos nas anãs marrons e nos exoplanetas e que ajuda a impulsionar as auroras que vemos," comenta Gregg Hallinan do Caltech.

"Este objeto em particular é empolgante porque o estudo dos seus mecanismos de dínamo magnético pode fornecer-nos novas informações sobre como o mesmo tipo de mecanismos pode operar nos exoplanetas. Nós pensamos que estes mecanismos podem funcionar não só nas anãs marrons, mas também em planetas gigantes gasosos e terrestres," realça Kao.

"A detecção de SIMP J01365663+0933473 com o VLA, através da sua emissão auroral de rádio, também significa que podemos ter uma nova maneira de detectar exoplanetas, incluindo aqueles que não estão em órbita de uma estrela hospedeira," acrescenta Hallinan.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

segunda-feira, 6 de agosto de 2018

Astrônomo brasileiro encontra cinco aglomerados de estrelas anciãs

Depois de contribuir para a descoberta de sete aglomerados de estrelas no halo da Via Láctea, o astrônomo brasileiro Denilso Camargo anunciou o achado de mais cinco aglomerados globulares localizados, desta vez, na região central da Via Láctea, conhecida como bojo.

aglomerado da Coruja

© Leonardo Orazi (aglomerado da Coruja, NGC 457)

Os aglomerados globulares são um conjunto esférico e recheado de milhares de estrelas antigas que servem como uma forma de entender a formação e a evolução das galáxias.

“Eles podem ser muito úteis para estudar a fase mais jovem de uma galáxia, pois uma coisa interessante sobre os aglomerados globulares é que eles foram os primeiros sistemas estelares a se formarem no Universo. São verdadeiros fósseis vivos do processo de formação das galáxias,” explica Camargo.

Os aglomerados descobertos pelo astrônomo brasileiro, por exemplo, têm entre 12,5 e 13,5 bilhões de anos, data muito próxima do Big Bang, que ocorreu há 13,8 bilhões de anos.

Por terem se formado nos primeiros milhões de anos do Universo, os aglomerados encontrados também são muito pobres em metal, pois, naquela época, os elementos mais abundantes no espaço eram o hidrogênio e o hélio. Outros elementos só começaram a ser sintetizados muito tempo depois e, então, enriqueceram estrelas e planetas com novos materiais.

Mas não é só de velhas estrelas que o bojo da Via Láctea é feito. Aglomerados mais jovens também foram encontrados em estudos anteriores, o que pode dar pistas sobre o verdadeiro formato do bojo da Via Láctea.

“Os últimos trabalhos que saíram sobre a estrutura central da galáxia sugerem que, quando ela é vista de cima, se parece com uma caixa e, quando é vista lateralmente, se parece com um amendoim. Ao que tudo indica, isso se deve ao fato de que existe uma estrutura em X na vertical do bojo,” afirma Camargo.

Os aglomerados foram denominados 1102, 1103, 1104, 1105, e 1106. Eles encontrados com o auxílio dos dados coletados pelo telescópio WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA, a menos de um quiloparsec (1 parsec = 30,86 trilhões de quilômetros) do centro da Via Láctea.

“Conseguir encontrar este tipo de objeto é algo bastante desafiador, porque eles estão localizados na direção do centro da nossa galáxia e, nesta direção, há muitas estrelas e poeira cósmica que dificultam a diferenciação entre objetos,” disse camargo.

O estudo foi publicado no periódico da Sociedade Americana de Astronomia, The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Revista Galileu

Um olho vermelho marcante de um aglomerado globular

Esta imagem mostra o aglomerado globular colorido NGC 2108.

NGC 2108

© Hubble (NGC 2108)

O aglomerado está aninhado dentro da Grande Nuvem de Magalhães, na constelação do Espadarte (Dorado). Ele foi descoberto em 1835 pelo astrônomo, matemático, químico e inventor John Herschel, filho do famoso William Herschel.

A característica mais marcante deste aglomerado globular é o brilhante ponto vermelho-rubi no centro esquerdo da imagem. O que parece ser o olhar atento do aglomerado é, na verdade, uma estrela de carbono.

As estrelas de carbono são quase sempre gigantes vermelhas e frias, com atmosferas contendo mais carbono do que oxigênio, o oposto do nosso Sol. O monóxido de carbono se forma na camada externa da estrela através de uma combinação destes elementos, até que não haja mais oxigênio disponível. Os átomos de carbono estão livres para formar uma variedade de outros compostos de carbono, tais como C2, CH, CN, C3 e SiC2, que dispersam a luz azul dentro da estrela, permitindo que a luz vermelha passe sem perturbação.

Esta imagem foi captada pela Advanced Camera for Surveys (ACS) do telescópio espacial Hubble da, usando três filtros diferentes.

Fonte: ESA

domingo, 5 de agosto de 2018

Como descobrimos o buraco negro no centro da nossa galáxia

Na semana passada, astrônomos anunciaram as primeiras observações do efeito do redshift gravitacional de um buraco negro, a luz vinda de uma estrela no campo gravitacional perto de um buraco negro parecia mais vermelha do que fora da influência do buraco negro.

Sagittarius A*

© NASA/UMass/STScI (Sagittarius A*)

O buraco negro responsável foi Sagitário A* (Sgr A*), o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea. É provável que a maioria das grandes galáxias como a Via Láctea deva ter buracos negros supermassivos em seus centros, mas só nas últimas duas décadas surgiram fortes evidências de que Sgr A* é nosso buraco negro supermassivo.

A descoberta de Sgr A* é creditada a dois astrônomos, Bruce Balick e Robert L. Brown, que publicaram um artigo em 1974 descrevendo uma fonte de rádio brilhante em uma pequena região no centro da Via Láctea.

Os astrônomos sabiam há algum tempo que havia muitas ondas de rádio perto do centro da Via Láctea. Karl G. Jansky, um físico que trabalhava para a Bell Telephone Laboratories, estava tentando identificar fontes de estática que a companhia telefônica poderia ter de enfrentar quando realizou a descoberta no início da década de 1930. Jansky queria investigar mais para descobrir por que as ondas de rádio estavam vindo do espaço interestelar, mas a Bell Labs não estava interessada, e ninguém mais acompanhou a descoberta por vários anos.

Mesmo que a fonte de rádio tenha sido descoberta em 1974, o nome Sgr A* só apareceu em 1982. Os astrônomos haviam proposto outros nomes, como o GCCRS (Galactic Centre Compact Radio Source), mas eles não entenderam. Brown propôs o nome de Sagitário A* porque a fonte estava dentro de uma estrutura maior de emissão de rádio chamada Sagitário A. A notação de asterisco era usada em física atômica para átomos que estão em um estado de alta energia, e Brown achou que seria uma boa analogia para a fonte de rádio compacta que fornece energia ao ambiente.

Foram observações no início dos anos 2000 das estrelas mais próximas orbitando Sgr A*, como a estrela S2, gravitacionalmente deslocada para o vermelho, que deu aos astrônomos evidências realmente convincentes de que Sgr A* contém um buraco negro supermassivo. Com base nas órbitas das estrelas, os astrônomos calcularam que cerca de 4 milhões de vezes a massa do Sol tinha que estar contida em uma região muito menor do que o tamanho do nosso Sistema Solar. Eles perceberam que o que quer que estivesse no coração de Sgr A* era muito denso para ser qualquer coisa além de um buraco negro.

A melhoria da tecnologia de telescópios permitirá que os astrônomos obtenham detalhes mais refinados em áreas do espaço ao redor de buracos negros supermassivos. O Event Horizon Telescope, uma colaboração de telescópios em todo o mundo trabalhando juntos, observou recentemente a vizinhança imediata de Sgr A*. Espera-se que a equipe do Event Horizon Telescope revele os resultados destas observações em breve.

Fonte: Discovery Magazine

sábado, 4 de agosto de 2018

Descobertas propriedades ocultas da Estrela Polar

Dois professores de astrofísica da Universidade de Villanova lideraram uma equipe de pesquisadores que descobriu as propriedades físicas há muito ocultas de Polaris, a famosa "Estrela Polar".

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© NASA/Hubble (componentes estelares de Polaris)

Até agora, as amplas estimativas da distância da estrela à Terra (322 a 520 anos-luz) dificultavam a determinação da sua composição física. Mas, equipados com medições precisas de distância obtidas recentemente pela missão Gaia da ESA (447 +/- 1,6 anos-luz), a equipe de Villanova conseguiu determinar o raio, o brilho intrínseco, a idade e a massa da Estrela Polar.

A Estrela Polar é a nossa Cefeida Clássica mais próxima, uma classe rara e importante de estrelas supergigantes muito luminosas que pulsam. A relação entre o brilho intrínseco (luminosidade) e o período de pulsação permite que as cefeidas sejam usadas como "velas padrão" para medir as distâncias de galáxias próximas e distantes.

"A grande incerteza anterior, no que toca à distância da Estrela Polar, foi um impedimento real para fixar as propriedades da nossa Cefeida mais próxima. A missão Gaia mediu a sua distância com um erro inferior a 0,5%," comenta Edward Guinan. "Trabalhar com uma medição precisa da distância abre novos caminhos para investigação sobre a estrutura e evolução da Estrela Polar e de outras Cefeidas."

A pesquisa explica a importância deste avanço para um estudo mais aprofundado da Estrela Polar, onde serve como um importante laboratório astrofísico para o estudo da pulsação estelar, das propriedades, evolução e estrutura das Cefeidas.

"O nosso estudo da Estrela Polar fornece uma compreensão mais clara das estrelas variáveis Cefeidas como uma classe. As Cefeidas são fundamentalmente importantes para determinar as distâncias das galáxias e a velocidade de expansão do Universo. Todas, à exceção de algumas, estão demasiado distantes para determinar as suas propriedades físicas com a precisão agora fornecida pela Estrela Polar," acrescenta Guinam.

Um artigo científico foi publicado na revista Research Notes of The American Astronomical Society.

Fonte: Villanova University

A Supernova de Kepler não deixou sobreviventes

Um novo estudo no qual participa o Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) argumenta que a explosão que Johannes Kepler observou em 1604 foi provocada pela fusão de dois resíduos estelares.

SN 1604

© DSS/Chandra (SN 1604)

A supernova de Kepler, da qual atualmente só permanece o remanescente de supernova, teve lugar na direção da constelação de Ofiúco, no plano da Via Láctea, a 16.300 anos-luz do Sol.

Uma equipe internacional, liderada pela pesquisadora Pilar Ruiz Lapuente (Instituto de Ciências do Cosmos da Universidade de Barcelona), na qual participa o pesquisador do IAC Jonay González Hernández, tentou encontrar a possível estrela sobrevivente do sistema binário no qual a explosão teve lugar.

Nestes sistemas, quando pelo menos uma das estrelas (a que tem a massa mais elevada) chega ao fim da sua vida e se torna numa anã branca, a outra começa a transferir matéria até um certo limite de massa, equivalente a 1,44 massas solares, o chamado limite de Chandrasekhar. Este processo leva à ignição central do carbono na anã branca, produzindo uma explosão que pode multiplicar 100.000 vezes o seu brilho original. Este fenômeno, breve e violento, é conhecido como supernova. Às vezes, como na supernova de Kepler (SN 1604), observada e identificada pelo astrônomo alemão Johannes Kepler em 1604, podem ser observadas a olho nu da Terra.

A supernova de Kepler surgiu da explosão de uma anã branca num sistema binário. Portanto, nesta pesquisa, os astrônomos procuravam a possível companheira sobrevivente da anã branca, que supostamente transferiu massa até ao nível da explosão da anã branca. O impacto desta explosão teria aumentado a luminosidade e velocidade da companheira desaparecida. Poderia até ter modificado a sua composição química. De modo que a equipe procurou estrelas com alguma anomalia que lhes permitisse identificar uma delas como a companheira da anã branca que explodiu há 414 anos.

Para realizar esta pesquisa, foram usadas imagens obtidas com o telescópio espacial Hubble. O objetivo era determinar os movimentos próprios de um grupo de 32 estrelas ao redor do centro do remanescente de supernova que ainda existe hoje. Também foram usados dados obtidos com o instrumento FLAMES, instalado no Very Large Telescope (VLT) de 8,2 metros.

Os cientistas caracterizaram as estrelas, a fim de determinar a sua distância e a sua velocidade radial em relação ao Sol. As estrelas do campo da supernova de Kepler são estrelas muito fracas, apenas acessíveis a partir do hemisfério sul com um telescópio de grande abertura como os telescópios do VLT.

Existe um mecanismo alternativo para produzir a explosão. Consiste na fusão de duas anãs brancas, ou a anã branca com o núcleo de carbono e oxigênio da estrela companheira, num estágio final da sua evolução, ambos os casos dando origem a uma supernova.

A supernova de Kepler é uma das cinco supernovas "históricas" do tipo termonuclear. As outras quatro são a supernova de Tycho Brahe, documentada pelo astrônomo dinamarquês em 1572 e que também foi antes investigada por esta equipe; a SN 1006, também estudada pela equipe em 2012, a SN 185 (que poderá ser a origem do remanescente RCW86); e a recentemente descoberta SNIa G1.9+03, que ocorreu na nossa Galáxia por volta de 1.900 e era apenas visível no hemisfério sul.

Esta pesquisa foi publicada na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

sexta-feira, 3 de agosto de 2018

O fantasma de uma estrela morta

Esta imagem realizada pelo telescópio espacial Spitzer da NASA mostra finos filamentos vermelhos de gás evidenciando a localização de uma das maiores remanescentes de supernovas na Via Láctea.

HBH-3, W3, W4 e W5

© NASA/JPL-Caltech/IPAC (HBH-3, W3, W4 e W5)

Uma remanescente de supernova se refere, aos sinais coletivos deixados por uma estrela que explodiu como uma supernova. Os filamentos vermelhos nesta imagem pertencem à remanescente de supernova conhecida como HBH-3 que foi observada pela primeira vez em 1966 através de radiotelescópios. Os traços da remanescente também irradia luz visível. O material brilhante é provavelmente gás molecular que foi perturbado pela onda de choque gerada pela supernova. A energia da explosão energizou as moléculas fazendo com que elas começassem a irradiar radiação infravermelha.

A formação branca parecida com uma nuvem que também é visível na imagem é parte de um complexo de regiões de formação de estrelas simplesmente denominadas de W3, W4 e W5. Contudo, estas regiões se estendem além da borda da imagem. Tanto as regiões brancas de formação de estrelas como os filamentos vermelhos estão localizados a aproximadamente 6.400 anos-luz de distância da Terra, dentro da Via Láctea.

A HBH 3 tem cerca de 150 anos-luz de diâmetro, e isso faz com que ela seja uma das maiores remanescentes de supernovas conhecida. Possivelmente ela também é uma das mais velhas, estima-se que a explosão original pode ter acontecido em qualquer instante entre 80 mil e 1 milhão de anos atrás.

Em 2016, o telescópio de raios gama Fermi da NASA, detectou luz de alta energia provenientes de uma região perto da HBH 3. Esta emissão pode ter vindo do gás em uma das regiões de formação de estrelas na vizinhança, excitada pelas poderosas partículas emitidas na explosão da supernova.

O telescópio espacial Spitzer, que dia 25 de Agosto irá celebrar 15 anos no espaço, é um dos quatro grandes observatórios da NASA, juntamente com o telescópio espacial Hubble, o observatório de raios X Chandra, e o observatório de raios gama Compton. O Spitzer observa o Universo na luz infravermelha, que é um pouco menos energética do que a luz óptica observada pelos nossos olhos.

Nesta imagem, o comprimento de onda de 3,6 mícron foi mapeado em azul, e o de 4,5 mícron em vermelho. A cor branca da região de formação de estrelas é uma combinação de ambos os comprimentos de onda, enquanto que os filamentos da HBH 3 irradiam somente no comprimento de onda mais longo de 4,5 mícron.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory