Uma relíquia de antigos ventos estelares

A imagem abaixo mostra a Via Láctea e as Nuvens de Magalhães numa combinação na região do vísivel e do rádio, e uma nova imagem de rádio da “Corrente de Magalhães”.

© NRAO (Corrente de Magalhães)

Os fortes ventos estelares e explosões de supernovas que provocaram a formação de estrelas poderiam ter eliminado o gás que começou fluir em direção à Via Láctea.
A Via Láctea e as Nuvens de Magalhães estão em azul e branco, e o gás de hidrogênio na Corrente de Magalhães e nos discos das Nuvens de Magalhães estão em vermelho. A Via Láctea está na horizontal no meio da imagem, e as Nuvens de Magalhães são os pontos de luz na porção centro-direita da imagem, do qual o fluxo de gás se origina. As nuvens de poeira na Via Láctea estão em marron.
David Nidever da Universidade de Virginia e seus colegas usaram o telescópio GBT (Green Bank Telescope) para preencher lacunas importantes neste quadro de gás fluindo para fora das Nuvens de Magalhães.
As Nuvens de Magalhães são as duas galáxias vizinhas mais próximas da nossa galáxia, cerca de 150.000 a 200.000 anos-luz distante da Via Láctea. Visível no Hemisfério Sul, elas são muito menores do que a nossa galáxia e podem ter sido distorcidas por sua gravidade.
Depois de observar a Corrente de Magalhães há mais de 100 horas com o GBT, os astrônomos combinaram estes registros com de estudos anteriores através de radiotelescópios e descobriram que o fluxo é mais do que 40 por cento maior do que o anteriormente conhecido. Concluiram que o maior comprimento significa que o fluxo de gás é mais antigo do que se pensava, provavelmente cerca de 2,5 bilhões de anos.

Fonte: Daily Galaxy

As estrelas vampiras

Um dos principais problemas na astronomia moderna é o fato de ainda não conhecermos exatamente que tipo de sistema estelar explode sob a forma de supernova de tipo Ia.  Estas supernovas têm a função de mostrar que a expansão do Universo está atualmente em aceleração.

© NOAA (aglomerado estelar NGC 188)

A imagem acima mostra o aglomerado estelar NGC 188 com as estrelas “vampiras” circuladas.

Os astrônomos estudaram o objeto conhecido como V445 na constelação de Puppis (Popa) com bastante rigor. A V445 Puppis é a primeira, e até agora a única, nova que não mostra evidências de hidrogênio. É a primeira evidência de uma explosão na superfície de uma anã branca dominada por hélio, e a estrela companheira da V445 Puppis também apresenta deficiência em hidrogênio, fornecendo principalmente hélio à anã branca.

Em novembro de 2000, este sistema sofreu uma explosão do tipo nova, tornando-se 250 vezes mais brilhante que anteriormente e ejetando uma grande quantidade de matéria para o espaço.

A equipe de astrônomos utilizou o instrumento de óptica adaptativa NACO, montado no VLT (Very Large Telescope) do ESO, para obter imagens muito nítidas da V445 Puppis durante um período de dois anos. As imagens mostram uma concha bipolar, inicialmente com uma cintura muito fina, e com lóbulos de cada lado. Dois nodos observados em ambos os extremos da concha, parecem deslocar-se cerca de 30 milhões de quilômetros por hora. A concha - diferente de todas as observadas até agora em novas - encontra-se ela própria em movimento, deslocando-se cerca de 24 milhões de quilômetros por hora. As duas estrelas centrais estão obscurecidas por um disco espesso de poeira, que parece ter sido formado durante a última explosão.

© ESO (concha ao redor da estrela V445 Puppis)

Uma supernova é um dos processos pelo qual uma estrela termina a sua vida, explodindo e aumentando drasticamente seu brilho. Uma família de supernovas, chamadas supernovas de tipo Ia, desperta particular interesse no campo da cosmologia já que estes objetos podem ser usados como “velas padrão”  no cálculo de distâncias no Universo. Utilizam-se por isso para calibrar a expansão em aceleração, que se deve à energia escura.

Uma característica que define as supernovas de tipo Ia é a falta de hidrogênio no seu espectro. Sabe-se, no entanto, que o hidrogênio é o elemento químico mais abundante no Universo. Tais supernovas serão, muito provavelmente, produzidas em sistemas compostos por duas estrelas, onde uma delas é o produto final da vida de estrelas do tipo do Sol, as anãs brancas. As anãs brancas representam o produto final da evolução de estrelas com massas iniciais não superiores a algumas massas solares. Uma anã branca é composta por um núcleo estelar em final de combustão, abandonado quando uma estrela como o Sol ejeta as camadas exteriores no final da sua vida ativa. Este núcleo é composto essencialmente por carbono e oxigênio. Este processo normalmente dá origem à formação de uma nebulosa planetária.

Quando estas anãs brancas se comportam como vampiros estelares sugando matéria da estrela companheira, acabam por se tornar mais pesadas que determinado limite, o que as torna instáveis e consequentemente explodem. Este limite de Chandrasekhar, assim chamado devido ao físico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar, é quase 1,4 vezes a massa do Sol. Quando a anã branca atinge uma massa superior a este limite, ou sugando matéria de uma estrela companheira ou juntando-se com outra anã branca, transforma-se numa bomba termonuclear que queimará carbono e oxigênio de maneira explosiva.

O ato de acumular esta matéria adicional não é um processo simples. À medida que a anã branca canibaliza a sua companheira, a matéria acumula-se na sua superfície. Se esta camada se tornar demasiado densa,  a estrela torna-se instável e irrompe como uma nova. Estas pequenas explosões controladas ejetam parte do material acumulado de volta ao espaço. Portanto, é necessário saber se a anã branca consegue acumular peso apesar destas explosões, ou seja, se alguma da matéria retirada à estrela companheira permanece na anã branca, de modo que ela se torne suficientemente pesada para explodir como supernova.

Combinando as imagens do NACO com dados obtidos por vários outros telescópios foi possível determinas a distância ao sistema, que se encontra a cerca de 25.000 anos-luz  de distância do Sol, e o seu brilho intrínseco, que é mais de 10.000 vezes mais brilhante que o Sol. Estes valores indicam que a anã branca vampiro deste sistema tem uma massa elevada, que está próxima do limite fatal e ao mesmo tempo continua sendo alimentada através de elevada taxa pela sua companheira. Se a V445 Puppis vai eventualmente explodir como supernova, ou se a atual explosão de nova já fez com que esse fenômeno não se produza ao ejetar demasiada matéria de volta ao espaço é algo que ainda precisa ser esclarecido. No entanto, a V445 Puppis é excelente candidata a futura supernova de tipo Ia!

Fonte: ESO e Nature

Supernova mais jovem já registrada

Os astrônomos têm obtido uma imagem da mais jovem supernova já registrada na região do rádio, apenas duas semanas depois da explosão de uma estrela na Galáxia do Redemoinho, a M51, localizada a 23 milhões de anos-luz de distância da Terra.

© Sloan Digital Sky Survey (galáxia M51 e a jovem supernova)

Telescópios coordenados ao redor da Europa conseguiram fazer uma imagem da explosãoo cósmica que é cem vezes maior em detalhe do que uma imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble. Essa técnica chamada de rádio interferometria, tem uma resolução capaz de ver uma bola de golfe na superfície da Lua.

A Universidade de Valência e o Instituo de Astrofísica da Andalusia fizeram parte dessa pesquisa. Os telescópios que participaram da pesquisa foram os telescópios da NASA localizados em Robledo de Chavela (Madrid) e os telescópios do Insituto Nacional Geográfico em Yebes (Guadalajara).

A partir dessa imagem de alta resolução é possível definir a velocidade de expansão da onda de choque criada na explosão.

A equipe internacional de astrônomos já está trabalhando em novas observações. A rede europeia VLBI (Very Long Baseline Interferometry) é uma colaboração de institutos de radioastronomia ao redor da Europa, China e África do Sul, e é financiada pelos órgãos científicos nacionais dos respectivos países.

Fonte: Astronomy & Astrophysics

Galáxia sem bulbo e com buracos negros

A imagem a seguir feita pelo VLT (Very Large Telescope) do ESO, mostra uma galáxia realmente impressionante conhecida como NGC 3621.

© ESO (NGC 3621)

Ela é uma galáxia de disco puro. Como outras espirais, ela tem um disco achatado, permeado por linhas escuras de material e com braços espirais proeminentes onde estrelas jovens estão se formando em aglomerados (os pontos azuis na imagem). Mas enquanto a maioria das galáxias espirais possuem um bulbo central, um grande grupo de estrelas velhas localizadas em uma região compacta e esferoidal, a NGC 3621 não possui essa característica. Nessa imagem nota-se que existe um simples brilho no centro, mas não um bulbo verdadeiro como pode ser visto em outras galáxias como a NGC 6744.

© ESO (NGC 6744)

A NGC 3621 é também interessante, pois acredita-se que tenha um buraco negro supermassivo em seu centro que está engolindo matéria e produzindo radiação. Isso é algo pouco comum, pois a maior parte desses chamados núcleos ativos galácticos existem em galáxias com bulbos proeminentes. Nesse caso particular, o buraco negro supermassivo deve ter uma massa relativamente pequena de aproximadamente 20.000 vezes a massa do Sol.

Outro aspecto interessante é que também devem existir dois buracos negros menores, com massas de algumas milhares de vezes a massa do Sol, perto do núcleo da galáxia. Assim a NGC 3621 é um objeto interessante que, apesar de não ter um bulbo central, tem um sistema de três buracos negros em sua região central.

A galáxia NGC 3621 está localizada na constelação de Hydra (A Cobra do Mar) e pode ser vista com telescópios de tamanho médio. Essa imagem, foi feita usando os filtros B, V e I com o instrumento FORS1 acoplado ao poderoso VLT, e mostra detalhes surpreendentes desse estranho objeto revelando também uma grande quantidade de galáxias em segundo plano. Um grande número de estrelas brilhantes pertencentes à nossa galáxia também podem ser vistas na imagem.

Fonte: ESO

Calmaria depois da tempestade galáctica

O telescópio espacial Hubble registrou uma imagem, de uma galáxia difusa que provavelmente é a consequência de colisão galáctica ocorrida há muito tempo atrás.

© Hubble (galáxia elíptica SDSS J162702.56+432833.9)

Duas galáxias espirais, cada uma talvez parecida com a Via Láctea, se entrelaçaram por milhões de anos.

Nesse tipo de fusão, as galáxias originais normalmente são estiradas e destruídas à medida que elas giram ao redor de um centro comum de gravidade. Após algumas idas e vindas, essa tempestade estelar se acalma formando um novo objeto arredondado. O novo objeto celeste, catalogado como SDSS J162702.56+432833.9 é conhecido tecnicamente como uma galáxia elíptica.

Quando as galáxias colidem, um evento comum no Universo, uma nova explosão de formação de estrelas normalmente acontece à medida que nuvens de gás são esmagadas de forma conjunta. Nesse ponto, a galáxia tem uma tonalidade azul, mas a cor não significa que ela é fria, essa cor é o resultado do intenso calor gerado pelas estrelas brancas e azuis recém formadas. Essas estrelas não duram muito, e depois de alguns bilhões de anos, as tonalidades avermelhadas das estrelas velhas menores dominam o espectro de uma galáxia elíptica. O Hubble tem auxiliado nas observações das fusões de galáxias em todos os estágios do processo.

Na SDSS J162702.56+432833.9, algumas faixas de poeira notavelmente obscurecem partes da região central, azulada e conglomerada da galáxia. Essas linhas de poeira poderiam ser partes remanescentes dos braços espirais das galáxias recentemente destruídas.

Fonte: ESA

Galáxia distante vista por lente gravitacional

Lente gravitacional é uma ferramenta poderosa para os astrônomos, que lhes permitem explorar galáxias distantes com muito mais detalhes do que seria permitido.

© A. Zitrin (aglomerado MACS J0329.6-0211 e galáxia anã distante)

Sem essa técnica, as galáxias na borda do Universo visível são meras bolhas minúsculas de luz, mas quando ampliada dezenas de vezes possibilita explorar as propriedades internas estruturais mais diretamente.
Recentemente, astrônomos da Universidade de Heidelberg descobriram uma galáxia através da lente gravitacional que é uma das mais distantes já vistas, localizada à 12,8 bilhões de anos-luz sa Terra. No entanto, esta é notável por ser uma lente rara quádrupla.
As imagens desta descoberta interessante foram tiradas usando o telescópio espacial Hubble em agosto e outubro deste ano, utilizando um total de 16 diferentes filtros coloridos, bem como dados adicionais a partir do telescópio infravermelho Spitzer. O aglomerado no primeiro plano, MACS J0329.6-0211, está cerca de 4,6 bilhões de anos-luz distante. Na imagem acima, a galáxia de fundo foi dividida em quatro imagens, rotuladas pelas ovais em vermelho e marcadas de 1.1 a 1.4. Elas são ampliadas no canto superior direito.
Assumindo que a massa do aglomerado está concentrada ao redor das galáxias que estavam visíveis, a equipe tentou reverter os efeitos que o aglomerado teria pela galáxia distante, o que reverteria as distorções. A imagem restaurada, também corrigida para o redshift considerado, é mostrado na caixa inferior, no canto superior direito.
Depois de corrigir essas distorções, a equipe estimou que a massa total da galáxia distante é de apenas alguns bilhões de vezes da massa do Sol. Em comparação, a Grande Nuvem de Magalhães, um satélite anão da nossa própria galáxia, é cerca de dez bilhões de massas solares. O tamanho total da galáxia é pequeno também. Estas conclusões se encaixam bem com as expectativas de galáxias no Universo primitivo, que prevêem que as galáxias grandes no Universo de hoje foram construídos a partir da combinação de muitas galáxias menores.
A quantidade de elementos pesados na galáxia é significativamente menor do que estrelas como o Sol, que está de acordo com as expectativas. Esta falta de elementos pesados indica que deve haver poucos na forma de grãos de poeira. Essa poeira tende a ser um bloco forte com comprimentos de onda mais curtos de luz, tais como ultravioleta e azul. Sua ausência ajuda a dar à galáxia a sua tonalidade azul.
Formação estelar também é alta na galáxia. A taxa de produção de novas estrelas é um pouco maior do que em outras galáxias descobertas em torno da mesma distância, mas a presença de aglomerados mais brilhantes na imagem restaurada sugere que a galáxia pode estar passando por algumas interações, contribuindo para a formação de novas estrelas.

Fonte: Universe Today

Anéis em exoplanetas

Um novo estudo explora a presença de exoanéis em exoplanetas.

© Andy McLatchie (ilustração de um exoplaneta com seus anéis)

Os quatro planetas maiores em nosso Sistema Solar: Júpiter, Saturno, Urano, e Netuno têm anéis ao seu redor. A existência de um sistema de anéis em planetas gigantes fora do Sistema Solar deve ser possível. 

A ideia de detectar anéis em torno de planetas distantes surgiu em 2004. Então, Barnes & Fortney sugeriu que os anéis seriam potencialmente detectáveis ​​a partir do eclipse que causaria se a precisão fotométrica fosse uma parte de dez mil.

Um estudo realizado este ano por Schlichting & Chang demonstrou que, mesmo se o planeta girar alinhado com o plano da órbita, é bem possível que os anéis serão significativamente distorcidos devido às interações gravitacionais com a estrela.
O novo estudo, realizado  pelos pesquisadores brasileiros Luis Ricardo Moretto Tusnski do INPE (Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais) e Adriana Valio do CRAAM (Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie), tenta responder a esta questão através da simulação de curvas de luz de um exoplaneta hipotético anéis. O primeiro resultado é que a área extra de superfície da estrela coberta pelos anéis reduz a luz detectada. No entanto, isso é difícil separar os efeitos de simplesmente ter um planeta maior que bloqueia a luz.
Um segundo efeito é baseado no formato da curva de luz (um gráfico do brilho em função do tempo) como o planeta começa e termina o trânsito.

© Tusnski & Valio (curva de luz de um exoplaneta com anéis)

Em suma, a natureza semi-transparente dos anéis faz com que a queda no arredondamento suave brilho, fora das bordas da curva de luz. Quando modelado contra um planeta que não tinham anéis, isso seria facilmente detectável por um instrumento como o telescópio Kepler.
Com tal precisão, sugerem que o Kepler deve ser mais do que capaz de detectar um sistema de anéis similares em tamanho e natureza como os de Saturno.

No futuro, os pesquisadores planejam utilizar seu modelo e os dados dos telescópios Kepler e CoRoT (COnvection ROtation and planetary Transits) para a procura de anéis e luas através da detecção de trânsitos planetários.

Fonte: Universe Today

Galáxias anãs revelam massa de matéria escura

Uma visão do Universo foi captada pelo telescópio espacial de raios gama Fermi, que mostra na imagem abaixo sete galáxias anãs, circulados em branco.

© Universidade Brown (Universo visto pelo telescópio Fermi)

As observações indicam que as galáxias anãs estão repletas de matéria escura porque o movimento das suas estrelas não podem ser totalmente explicado pela sua massa apenas, tornando-os locais ideais para procurar sinais de aniquilação de matéria escura.
Se a matéria escura existe, acredita-se que representam quase um quarto do Universo, os físicos da Universidade Brown criaram o maior limite para a sua massa. Os pesquisadores relatam que a matéria escura deve ter uma massa superior a 40 GeV (gigaelétron- volts), cujas colisões envolvem pesados quarks. A distinção é importante porque gera dúvidas sobre resultados recentes de experimentos subterrâneos que têm relatado a detecção de matéria escura.
Utilizando dados publicamente disponíveis coletados de um instrumento no telescópio espacial Fermi e uma nova abordagem estatística, o professor assistente Savvas Koushiappas da Universidade Brown e o estudante Alex Geringer-Sameth obtiveram a massa de partículas de matéria escura através do cálculo da taxa na qual as partículas aniquilam-se mutuamente em galáxias que orbitam a Via Láctea.
"O que descobrimos é se a massa de uma partícula é inferior a 40 GeV, então não pode ser a partícula de matéria escura," disse Koushiappas.
As medições das observações são importantes porque lançam dúvidas sobre resultados pesquisas recentes, que dizem ter encontrado matéria escura com massas variando de 7 a 12 GeV, menos do que o limite determinado pelos pesquisadores da Universidade Brown.
Se a massa de uma partícula de matéria escura for inferior a 40 GeV, significaria que a quantidade de matéria escura no Universo de hoje seria muito maior, e ele não poderia estar se expandindo a uma taxa acelerada observada, contrariando o Prêmio Nobel de Física de 2011, que foi concedido pela descoberta de que a expansão do Universo está acelerando.
Independentemente, a colaboração Fermi-LAT chegou a resultados semelhantes, utilizando uma metodologia diferente. Os trabalhos de colaboração serão publicados na mesma edição da Physical Review Letters.
Os físicos acreditam que tudo o que pode ser visto - planetas, estrelas, galáxias e outros objetos celestes – são constituídos apenas de 4% do Universo. Observações indicam que a matéria escura representaria cerca de 23% do Universo, enquanto a parte restante é constituída de energia escura, a força que pode causar a expansão acelerada do Universo. O problema é que a matéria escura e a energia escura não emitem radiação eletromagnética como as estrelas e planetas, pois elas podem ser evidenciadas apenas através de seus efeitos gravitacionais. Seu perfil sombrio e sua massa pesada são as principais razões por que a matéria escura é suspeita de ser uma partícula maciça de interação fraca (WIMP), o que torna muito difícil de estudar.
Quando uma WIMP e sua anti-partícula colidem em um processo conhecido como aniquilação, o detrito resultante é composto por quarks e léptons pesados. Quando um quark e seu anti-quark se aniquilam, eles produzem um jato de partículas que inclui fótons, ou luz.
Os pesquisadores estão observando sete galáxias anãs que são em grande parte desprovida de gás de hidrogênio e da matéria comum. Foram analisados dados de raios gama recolhidos ao longo dos últimos três anos pelo telescópio Fermi para medir o número de fótons nas galáxias anãs. A partir do número de fótons, foi possível determinar a taxa de produção de quark, permitindo estabelecer restrições sobre a massa de partículas de matéria escura e da velocidade com que elas se aniquilam.
Este é um momento muito importante em busca da matéria escura, porque muitas ferramentas experimentais estão finalmente alcançando teorias estabelecidas, começando realmente colocá-las à prova.

Um artigo será publicado em 1 de dezembro na Physical Review Letters.

Fonte: Daily Galaxy

Vida e morte estelar num aglomerado globular

Ums nova imagem do Telescópio Espacial Hubble da NASA mostra o aglomerado globular NGC 1846, localizado cerca de 160 mil anos-luz de distância na direção da constelação de Doradus.

© Hubble (aglomerado globular NGC 1846 e a nebulosa planetária)

O aglomerado globular NGC 1846 é uma coleção esférica de centenas de milhares de estrelas no halo exterior da Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia anã vizinha da Via Láctea que pode ser visto a partir do hemisfério sul.
As estrelas brilhantes envelhecidas estão no aglomerado em tons intensos de vermelho e azul. A maioria das estrelas de meia-idade, com vários bilhões de anos, são de cor esbranquiçada. Uma miríade de galáxias de fundo muito distante de diversas formas e estrutura estão espalhadas ao redor da imagem.
O objeto mais intrigante, no entanto, não parece pertencer ao aglomerado. É uma bolha verde em destaque perto do centro da parte inferior da imagem. Esta chamada "nebulosa planetária" é o rescaldo da morte de uma estrela.
A estrela central sucumbida pode ser vista dentro da bolha. É incerto se a nebulosa planetária é um membro da NGC 1846, ou simplesmente se encontra ao longo da linha de visão do aglomerado. Medições do movimento das estrelas no aglomerado e na estrela central da nebulosa planetária sugerem que poderia ser um membro do aglomerado.

Fonte: NASA

Bolha de gás brilhante ao redor de estrela

O Telescópio Espacial Hubble mostra a nebulosa M1-67 ao redor da estrela WR124, onde bolhas de gás brilhantes com 160 bilhões de quilômetros de largura localizada a 15.000 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação de Sagittarius.

© Hubble (nebulosa M1-67 ao redor da estrela WR124)

A estrela WR124 é envolta por aglomerados quentes de gás que estão sendo ejetados no espaço a velocidades superiores a 160.000 quilômetros por hora. A estrela massiva central é uma estrela do tipo Wolf-Rayet, uma estrela que pertence a uma classe extremamente rara de estrelas muito quentes de vida curta que está passando por uma violenta fase de transição, que é caracterizada pela forte emissão de massa.

As bolhas podem resultar de ventos estelares furiosos que não fluem de maneira suave no espaço, mas sim com instabilidades que fazem com elas se aglomerem em determinados locais. Cada bolha tem aproximadamente 30 vezes a massa da Terra.

Estima-se que a nebulosa tenha uma idade não maior que 10.000 anos, o que significa que ela é muito jovem e que ainda não se chocou com os gases em compressão no meio interestelar ao redor. À medida que as bolhas esfriam elas eventualmente se dissiparão no espaço e por isso não representam uma ameaça para as estrelas vizinhas.

Fonte: NASA

Método da existência de vida em exoplanetas

Um grupo de pesquisadores internacional divulgou o primeiro método de análise de exoplanetas para dizer se eles podem ou não abrigar vida.

© CfA (ilustração de um exoplaneta com luzes artificiais)

Os cientistas da NASA (agência espacial norte-americana), do DLR (centro aeroespacial alemão) e do projeto SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence) - que busca por sinais de vida inteligente fora da Terra, defendem que a procura deve se basear em duas questões: se as condições encontradas na Terra podem existir em outros planetas e se o ambiente nesses mundos pode abrigar formas de vida diferentes das terrestres.

Para isso, eles criaram dois índices, que avaliam as condições de um exoplaneta para abrigar vida extraterrestre. O primeiro deles se chama Índice de Similaridade Terrestre (ESI) e classifica mundos parecidos com o nosso. Já o outro é o Índice de Habitabilidade Planetária (PHI), que avalia parâmetros químicos e físicos que poderiam dar origem a formas "menos" terrestres de vida em exoplanetas.

Atualmente, o número de exoplanetas conhecidos está em 600. A missão espacial Kepler, da NASA, encontrou 1.200 candidatos a exoplanetas em 2011 por meio de interferências na luz que vem de estrelas. Estes possíveis mundos fora do Sistema Solar ainda deverão ser confirmados.

Como o número de exoplanetas revelados não para de crescer, o interesse dos astrônomos começa a se voltar mais para aqueles que possam reunir conduições parecidas com as da Terra: presença de atmosfera, água líquida na superfície e uma temperatura amena.

Normalmente, mundos fora do Sistema Solar com essas condições encontram-se a distâncias convenientes em relação às estrelas que orbitam.

Mas os cientistas não querem se limitar a pesquisar apenas locais que tenham ambientes parecidos com o da Terra. Eles consideram que esta atitude seria uma "limitação" das possibilidades de estudos sobre exoplanetas e vida fora da Terra.

Por exemplo, Titã, a maior das luas de Saturno, que possui lagos com hidrocarbonetos que poderiam abrigar formas diferentes de vida. Eles também não descartam as chances de vida em exoplanetas sem estrelas ao seu redor.

Fonte: Astrobiology

Aceleradores de partículas cósmicos

As sondas espaciais da missão Cluster da ESA descobriram que os aceleradores de partículas cósmicos são mais eficientes do que se pensava.

© ESA (as quatro sondas da missão CLUSTER)

A descoberta revelou, pela primeira vez, as fases iniciais dos aceleradores naturais de partículas do Universo.

Todos os aceleradores de partículas necessitam de uma forma de iniciar o processo de aceleração.

Por exemplo, o Large Hadron Collider (LHC), recorre a uma série de pequenos aceleradores que põem as partículas em movimento antes de serem injetadas no anel principal, de 27 km de comprimento, onde atingem a velocidade desejada.

No espaço, grandes campos magnéticos guiam as partículas conhecidas como raios cósmicos ao longo do Universo a uma velocidade próxima à da luz, mas são pouco eficientes em dar o empurrão inicial.

Como as partículas de alta energia atingem a Terra, os cientistas sabiam que os aceleradores naturais funcionam, embora ainda não compreendessem como se dava essa aceleração inicial.

A missão Cluster mostrou que, também no espaço, ocorre um processo semelhante ao que acontece no LHC, com acelerações graduais.

As quatro sondas da missão Cluster passaram pela região conhecida como arco de choque magnético da Terra.

O alinhamento das quatro era quase perfeito, o que permitiu analisar o que se passava com os elétrons em escalas temporais muito curtas, de 250 ms (milissegundos) ou menos.

As medições mostraram que a temperatura dos elétrons aumenta bruscamente, criando condições favoráveis a uma aceleração em larga escala.

Já se suspeitava que o arco de choque magnético tinha esta capacidade, mas a dimensão do mesmo, bem como os detalhes do processo, eram difíceis de compreender.

A equipe de Steven Schwartz, do Imperial College, em Londres, usou os dados das sondas Cluster para estimar a espessura do arco de choque. Isto é importante porque, quanto mais fino o arco, mais fácil é acelerar as partículas.

"Com estas observações, descobrimos que o arco é o mais fino possível," diz Schwartz.

O arco tem cerca de 17 km; estimativas anteriores previam espessuras das camadas de choque acima da Terra de cerca de 100 km.

É a primeira vez que se vê com tal detalhamento a região inicial de aceleração das partículas cósmicas.

Este conhecimento é importante já que os arcos de choques estão por todo o lado no Universo; eles são criados sempre que um meio em movimento atinge um obstáculo ou outro fluxo.

O processo pode ser compreendido comparando-o com o que ocorre com um avião supersônico.

O avião atinge continuamente a atmosfera antes que as moléculas de ar consigam desviar-se, formando uma onda de choque à frente do avião, que provoca um som característico, conhecido como estrondo sônico.

No Sistema Solar, o Sol libera um vento solar acelerado e carregado eletricamente. Quando este vento solar encontra o campo magnético terrestre, forma-se um arco de choque permanente à frente do nosso planeta.

As sondas Cluster têm sido essenciais no estudo deste fenômeno - os cientistas acreditam que os novos resultados, mesmo obtidos para um ponto em particular, podem ser aplicáveis em larga escala.

Também se encontram arcos de choque em volta de estrelas em explosão, estrelas jovens, buracos negros e galáxias. Os cientistas suspeitam que estes possam estar na origem dos raios cósmicos de altas energias que preenchem o Universo.

A missão Cluster demonstrou que os arcos de choque muito finos podem ser vitais para desencadear o processo de aceleração nestes locais.

Fonte: ESA

Novos dados do buraco negro Cygnus X-1

Por intermédio de dados de telescópios que captaram sinais de frequência na região do rádio, óptico e raios-X telescópios foi possível revelar novos detalhes sobre o nascimento do famoso buraco negro no sistema Cygnus X-1 que ocorreu cerca de 6 milhões de anos atrás.

© Chandra (ilustração do sistema Cygnus X-1)

O sistema Cygnus X-1, está localizado perto de grandes regiões ativas de formação de estrelas na Via Láctea, e contém um buraco negro, em órbita estreita (cerca de 0,2 UA) com a estrela supergigante azul chamada HDE 226868. Este último estudo obteve valores notavelmente precisos de sua massa, rotação e distância da Terra.

© Chandra (Cygnus X-1)

Usando o telescópio de raios-X Chandra, o Rossi X-ray Timing Explorer, e o satélite Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics, os cientistas foram capazes de determinar o spin de Cygnus X-1 com uma precisão sem precedentes, mostrando que o buraco negro está girando muito próximo da sua taxa máxima. Seu horizonte de eventos – o ponto de não retorno para o material que cai no buraco negro - está girando em torno de mais de 800 vezes por segundo.
Usando observações ópticas da estrela companheira e seu movimento em torno de seu companheiro invisível, a equipe também fez a determinação mais precisa de sua massa, cerca de 14,8 vezes a massa do Sol.

A estimativa de distância de Cygnus X-1 também foi obtida utilizando  o National Radio Observatory's Very Long Baseline Array. A nova distância é de cerca de 6.070 anos-luz da Terra.

Fonte: The Astrophysical Journal

Galáxias reciclam gás interestelar

Os cientistas descobriram que as galáxias são especialistas em "reciclagem" já que reutilizam continuamente grandes volumes de hidrogênio e elementos pesados para criar novas gerações de estrelas.

© NASA (ilustração de uma galáxia espiral adquirindo gás)

Esta prática de "reciclagem" evita que algumas galáxias esvaziem seus "tanques de combustível" - de diferentes gases - e estendam sua etapa de formação de estrelas durante mais de dez bilhões de anos.

Um dos objetivos dos estudos era ver como galáxias como a Via Láctea somam massa com a formação de estrelas e suas descobertas são um desafio para os modelos teóricos sobre a função dos fluxos de gás na criação de galáxias.

A cor e a forma de uma galáxia são em grande parte controlados pelo gás que flui através de um extenso halo que existe a seu redor, composto de hidrogênio, hélio e elementos pesados como carbono, oxigênio, nitrogênio e neônio, em contraposição à matéria escura, que é o espaço desconhecido que também faz parte do Universo.

Suas conclusões se baseiam nas observações do Telescópio Espacial Hubble, em particular de um de seus instrumentos, o Espectrógrafo de Origens Cósmicas (COS) que ajudou a detectar o halo de gás que recobre a Via Láctea e outras 40 galáxias.

As observações de estrelas distantes com este instrumento mostram que uma grande massa de nuvens se precipita através do halo gigante da Via Láctea, o que favorece a formação de estrelas.

Estas nuvens de hidrogênio quente residem dentro do disco de 20 mil anos luz da Via Láctea e contêm material suficiente para gerar cem milhões de sóis.

Parte deste gás é material reciclado que está sendo continuamente alimentado pela formação de estrelas e a energia explosiva das estrelas novas e das supernovas, que geram gás quimicamente enriquecido de novo no halo.

Nicolas Lehner, da Universidade de Notre Dame em South Bend, Indiana; Jason Tumlinson do Space Telescope Science Institute em Baltimore, Maryland, e Todd Tripp da Universidade de Massachusetts em Amherst são os principais autores de três estudos.

"Nossos resultados confirmam a suspeita teórica de que as galáxias expulsam e podem reciclar o gás, mas também apresentam um novo desafio aos modelos teóricos para entender os fluxos de gás e sua integração com o panorama geral da formação de galáxias", assinalou Tumlinson em comunicado divulgado pela NASAa.

Fonte: Science

Visto disco em torno de um buraco negro

Uma equipe de cientistas usou o Telescópio Espacial Hubble da para observar um disco de acreção de um quasar - um brilhante disco de matéria que está sendo lentamente sugada para o buraco negro central da sua galáxia.

© NASA (quasar ampliado gravitacionalmente por uma galáxia)

Este estudo faz uso de uma nova técnica que usa lentes gravitacionais para dar um grande aumento de poder ao telescópio. A incrível precisão do método permitiu aos astrônomos medir diretamente o tamanho do disco e esboçar a temperatura ao longo de partes diferentes do disco. Estas observações mostram um nível de precisão equivalente à avistar grãos individuais de poeira na superfície da Lua.
Embora os próprios buracos negros sejam invisíveis, as forças que libertam provocam alguns dos fenômenos mais brilhantes do Universo. Os quasares são discos brilhantes de matéria que orbitam buracos negros supermassivos, aquecendo e emitindo radiação extremamente brilhante.
O disco de acreção no quasar tem um tamanho normal de alguns dias-luz, ou aproximadamente 100 bilhões de quilômetros de diâmetro, mas situam-se a bilhões de anos-luz de distância. Isto significa que o seu tamanho aparente, quando visto da Terra, é tão pequeno que provavelmente nunca teríamos um telescópio suficientemente poderoso para ver a sua estrutura diretamente.
Até agora, o ínfimo tamanho aparente dos quasares significava que a maioria do nosso conhecimento da sua estrutura interna era baseada em suposições teóricas, e não através de observações diretas.
Um método inovador foi empregado para estudar o quasar: usando as estrelas numa galáxia interveniente para observar características no disco do quasar que de outro modo seriam demasiado pequenas de observar. À medida que estas estrelas se movem em frente da luz do quasar, os efeitos gravitacionais ampliam a luz de diferentes partes do quasar, proporcionando informações detalhadas de uma linha que atravessa o disco de acreção.
A equipe observou um grupo de distantes quasares graças a lentes gravitacionais alinhadas a outras galáxias, produzindo algumas imagens do quasar.
Avistaram diferenças sutis em cor entre as imagens, e mudanças em cor ao longo do tempo das observações. Parte destas diferenças de cor são provocadas pelas propriedades da poeira nas galáxias intervenientes: a luz oriunda de cada uma das imagens ampliadas seguiu um percurso diferente pela galáxia, por isso as várias cores encapsulam informação acerca do material dentro da galáxia. A medição do modo como a poeira dentro destas galáxias bloqueia a luz, conhecida como lei da extinção, a tais distâncias é só por si um resultado importante do estudo.
Para um dos quasares estudados, no entanto, existem sinais claros que as estrelas na galáxia interveniente estavam passando através do percurso da luz do quasar. À medida que o efeito gravitacional da galáxia interveniente distorcia e ampliava a luz do quasar, também as estrelas desta galáxia distorciam sutilmente e ampliavam a luz de partes diferentes do disco de acreção à medida que passavam pelo percurso da luz do quasar.
Ao registar a variação em cor foi possível reconstruir o perfil de cores ao longo do disco de acreção. Isto é importante porque a temperatura de um disco de acreção aumenta com a proximidade ao buraco negro, e as cores emitidas pela matéria quente tornam-se mais azuladas quanto mais quentes forem. Isto permitiu medir o diâmetro do disco de matéria quente, e traçar a temperatura a distâncias diferentes do centro.
Descobriram que o disco mede entre quatro e onze dias-luz e diâmetro aproximadamente 100 a 300 bilhões de quilômetros. Embora esta medição mostre grandes incertezas, é mesmo assim extremamente precisa para um pequeno objeto a esta enorme distância, e o método mostra grande potencial para um crescimento na sua precisão futuramente.
As propriedades físicas dos quasares não são ainda bem compreendidas. Este resultado é muito relevante porque significa a possibilidade de obter dados observacionais da estrutura destes objetos.

Fonte: NASA

A evolução química das galáxias

Assim como o vento sopra a poeira na Terra, os ventos estelares sopram matéria para fora das estrelas ao longo da vida desses astros. O vento estelar interessa aos astrônomos porque é um fenômeno preliminar do que vai ocorrer no fim da vida da estrela.

© ESO (Nebulosa Helix)

Descobrir a composição química desses ventos e qual a influência dessa composição no processo de perda de material estelar é o projeto de doutorado de Graziela Keller.

O estudo é um dos que integram o Projeto Temático “Nebulosas fotoionizadas, estrelas e evolução química de galáxias”, coordenado por Walter Maciel, professor do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG) da USP, e financiado pela FAPESP.

Maciel está à frente de um grupo que estuda a evolução química das galáxias, ou seja, como os elementos químicos mudam com o tempo e com a posição dentro das galáxias. No Projeto Temático, o foco são as estrelas centrais de nebulosas planetárias.

“As mudanças vão depender da evolução com o tempo. Então, precisamos saber qual é a idade delas. Estamos calculando as variações da composição química, mas precisamos saber a que época da vida da galáxia elas se aplicam”, disse Maciel.

“A composição química atual da Via Láctea é diferente de 5 bilhões ou de 10 bilhões de anos atrás. Precisamos estudar objetos que tenham idades correspondentes a cada uma das fases da vida da galáxia e, para isso, é preciso calcular as idades de cada objeto em estudo”, explicou.

As estrelas centrais de nebulosas planetárias estudadas pelo grupo do IAG são fases muito evoluídas da vida de estrelas como o Sol. “Elas já perderam todo o ‘envelope’, isto é, a nebulosa planetária que estava ao redor delas. O que mostram agora em sua superfície é a composição química que antes ficava dentro da estrela, algo que não conseguimos enxergar”, disse Keller.

Ao observar essas estrelas, os pesquisadores obtêm informações que ajudam a testar e aperfeiçoar modelos de evolução e de estrutura de estrelas já descritos pela ciência.

A perda de material por meio dos ventos estelares se relaciona com a luminosidade das estrelas e, basicamente, é a decomposição da luz, por meio de espectroscopia, que conta do que uma estrela é feita. Com isso, cientistas calculam a metalicidade, ou seja, quais os elementos químicos a formam e em que quantidade. Esses dados podem ser usados para estimar a idade das estrelas.

Uma hipótese científica para explicar os ventos é a pressão de radiação: a luz gera uma pressão, empurrando o material das camadas mais externas da estrela. “Dependendo do elemento químico que estiver naquele material, a luz vai empurrar menos ou mais vento. Se soubermos quais são os elementos químicos presentes, podemos dizer se um modelo é capaz de gerar ou não a perda de massa que a gente observa”, disse Keller.

Para estudar os ventos, ela utilizou códigos de atmosferas estelares desenvolvidos por outros cientistas durante vários anos de estudo. Passou um ano na Universidade Johns Hopkins, nos Estados Unidos, para aprender a usar um programa computacional chamado CMFGEN, que a ajudou a fazer cálculos e determinar as características físicas de estrelas centrais de nebulosas planetárias.

“Esses códigos simulam o que estamos observando. Damos todas as características da estrela e o código nos devolve o espectro da estrela, ou seja, a divisão da luz nas diversas cores”, explicou Keller.

Comparando os espectros devolvidos pelos códigos com o espectro observado, é possível determinar a massa da estrela, sua gravidade superficial, temperatura, luminosidade, taxa de perda de massa, a velocidade do vento e a composição química. “Se pudermos saber quais são os elementos químicos presentes na superfície dessas estrelas, poderemos determinar quais mecanismos de perda de massa são capazes de acelerar o que a gente observa”, disse.

Ainda dentro de seu doutorado, Keller estudou as instabilidades causadas pelo mecanismo de aceleração do vento. A força que empurra o vento é proporcional à aceleração desse vento. Quanto mais rápido o vento, maior a força que o empurra e vice-versa.

Esse processo aumenta a velocidade até criar choques no vento, o que provoca as chamadas inomogeneidades – característica de um corpo que não tem as mesmas propriedades em todos os pontos. No caso do vento, a movimentação gera regiões mais rarefeitas intercaladas com regiões mais densas. Essas inomogeneidades impactam no que se observa da estrela.

Para estudar esse aspecto dos ventos estelares, Keller utilizou outro tipo de código computacional, o H-DUST, desenvolvido pelo pesquisador Alex Carciofi, também do IAG-USP. Ele serve para simular o que ocorre com a luz da estrela quando ela passa pela atmosfera da estrela, mas é tridimensional.

Esses dados poderão ser comparados com os gerados pelo código CMFGEN usado por ela nos Estados Unidos, mostrando se o que ela adotou como inomogeneidade dos ventos na primeira parte de seu doutorado está próximo da previsão mostrada pelo sistema tridimensional do código de Carciofi.

O Projeto Temático coordenado por Maciel desenvolveu também dois novos modelos para calcular a idade de estrelas localizadas no centro de nebulosas. A equipe já havia desenvolvido três métodos, cujos resultados foram publicados no início de 2010 na revista Astronomy and Astrophysics.

Inicialmente, eles analisaram uma amostra de 230 nebulosas entre as cerca de 2 mil nebulosas planetárias existentes na Via Láctea. Agora, no estudo “Kinematic Ages of The Central Stars of Planetary Nebulae”, publicado na edição impressa de outubro da Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, o grupo apresenta os resultados da aplicação dos métodos cinemáticos que desenvolveram para calcular a idade das estrelas.

“Pelo método cinemático, podemos calcular as idades com base em seus movimentos. As estrelas jovens em nossa galáxia giram em torno do centro da galáxia, mas não se movem muito na direção perpendicular. Com as estrelas mais velhas é o contrário: a velocidade maior se dá na direção perpendicular e menor na direção da rotação. Além disso, as velocidades das estrelas variam com o tempo de uma maneira conhecida”, explicou Maciel.

Os pesquisadores calcularam as idades para duas amostras, uma com 230 estrelas, montada pela própria equipe do IAG-USP, e outra de 900 estrelas de um catálogo internacional. Além de desenvolver os novos métodos, o objetivo dessa fase do estudo foi ampliar a amostra em relação ao trabalho já feito para comprovar a robustez do método desenvolvido pelos pesquisadores.

Assim como no primeiro estudo publicado em 2010, nesse segundo, usando amostras e métodos diferentes, os cientistas chegaram à conclusão de que a maior parte das estrelas centrais das nebulosas planetárias estudadas têm idades abaixo de 3 bilhões de anos. O Sol tem cerca de 4,5 bilhões de anos.

Fonte: FAPESP (Agência)

As nuvens frias de Carina

Utilizando a câmera LABOCA montada no telescópio APEX (Atacama Pathfinder Experiment) instalado no planalto do Chajnantor nos Andes chilenos, uma equipe de astrônomos liderada por Thomas Preibisch (Universitäts–Sternwarte München, Ludwig-Maximilians-Universität, Alemanha), em estreita colaboração com Karl Menten e Frederic Schuller (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Alemanha), obteve imagens na região espectral do submilímetro.

© ESO (Nebulosa Carina)

Nestes comprimentos de onda a maior parte da radiação observada corresponde ao brilho tênue do calor irradiado pelos grãos de poeira cósmica. A imagem revela-nos assim as nuvens de poeira e gás molecular - essencialmente hidrogênio - a partir das quais se formam as estrelas. A -250º C os grãos de poeira estão muito frios e o tênue brilho que deles emana apenas pode ser visto nos comprimentos de onda submilimétricos, que são muito maiores que os da radiação visível. A radiação submilimétrica é por isso a chave para estudarmos como é que as estrelas se formam e como é que interagem com as nuvens que lhes dão origem.

As observações APEX LABOCA são visíveis a tons de laranja, combinadas com a imagem no visível do telescópio Curtis Schmidt, instalado no Observatório Interamericano de Cerro Tololo. O resultado é esta espetacular imagem de grande campo, que nos mostra as zonas de formação estelar em Carina. A nebulosa contém estrelas com uma massa total equivalente a mais de 25.000 sóis, enquanto a massa do gás e das nuvens de poeira corresponde a cerca de 140.000 sóis.

No entanto, apenas uma pequena fração do gás da Nebulosa Carina está em nuvens suficientemente densas para que se dê o seu colapso e consequentemente se formem novas estrelas num futuro imediato (em termos astronômicos isto corresponde ao próximo milhão de anos). A longo prazo, os efeitos dramáticos das estrelas de grande massa que já se encontram na região rodeadas pelas suas nuvens, podem fazer acelerar a taxa de formação estelar.

As estrelas de grande massa vivem no máximo apenas alguns milhões de anos (um tempo muito curto quando comparado com os dez bilhões de anos de vida do Sol), mas ao longo das suas vidas influenciam fortemente o meio onde estão inseridas. Quando jovens, estas estrelas emitem ventos estelares fortes e radiação que dão forma às nuvens que as rodeiam, e provavelmente comprimem-nas o suficiente para que se formem novas estrelas. No final das suas vidas, tornam-se muito instáveis, estando sujeitas a perdas consideráveis de material estelar, até às suas mortes que se dão sob a forma de violentas explosões de supernova.

Um bom exemplo deste tipo de estrelas violentas é a Eta Carinae, uma estrela brilhante amarelada situada no centro da imagem um pouco para cima e à esquerda. Esta estrela possui cerca de 100 vezes mais massa que o nosso Sol e encontra-se entre as estrelas mais brilhantes conhecidas. No próximo milhão de anos, mais ou menos, a Eta Carinae explodirá como supernova, seguida de mais supernovas com origem noutras estrelas de grande massa que se encontram na região.

Estas explosões violentas “rasgam” as nuvens de gás molecular que estão nas suas vizinhanças, mas assim que a onda de choque percorra mais de cerca de dez anos-luz, tornam-se mais fracas e podem, em vez de destruir, comprimir as nuvens que se encontram um pouco mais afastadas, dando origem à formação de uma nova geração de estrelas. As supernovas podem ainda produzir átomos radioativos de curta duração, que são incorporados nas nuvens que estão a colapsar. Existem evidências fortes de que semelhantes átomos radioativos foram incorporados na nuvem que colapsou para formar o nosso Sol e os planetas. Assim, a Nebulosa Carina pode ajudar-nos a melhor compreender a formação do nosso próprio Sistema Solar.

A Nebulosa Carina encontra-se a cerca de 7.500 anos-luz de distância na constelação do mesmo nome (Carina ou Quilha). É uma das nebulosas mais brilhantes do céu devido à sua grande população de estrelas de grande massa. Com uma dimensão de aproximadamente 150 anos-luz, é cerca de várias vezes maior que a bem conhecida Nebulosa de Orion. Embora se encontre várias vezes mais afastada de nós que a Nebulosa de Orion, o seu tamanho aparente no céu é aproximadamente o mesmo, fazendo com que seja uma das maiores nebulosas no céu.

O telescópio APEX de 12 metros de diâmetro é o percursor do ALMA, o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, um novo telescópio revolucionário que o ESO está construindo e opereando no planalto do Chajnantor, em colaboração com os seus parceiros internacionais. O APEX baseia-se numa única antena protótipo construída para o projeto ALMA, enquanto o ALMA será constituído por uma rede de 54 antenas de 12 metros de diâmetro e 12 antenas de 7 metros de diâmetro. Embora o ALMA vá ter uma resolução angular muito melhor que o APEX, o seu campo de visão é muito menor. Os dois telescópios são por isso complementares: por exemplo, o APEX descobrirá muitos objetos interessantes em vastas áreas do céu, enquanto que o ALMA poderá posteriormente estudá-los com todo o pormenor.

O APEX é um projeto de colaboração entre o Instituto Max-Planck para a Radioastronomia (MPIfR), o Observatório Espacial de Onsala (OSO) e o ESO. O telescópio é operado pelo ESO.

O projeto ALMA, uma infraestrutura astronômica internacional, é uma parceria entre a Europa, o Japão e a América do Norte, em cooperação com a República do Chile.  A construção e operação do ALMA é coordenada pelo ESO, em prol da Europa, pelo Observatório Nacional de Radioastronomia (NRAO), em prol da América do Norte e pelo Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ), em prol do Leste Asiático. O Joint ALMA Observatory (JAO) fornece uma liderança e direção unificadas na construção e operação do ALMA.

Fonte: ESO

O Sol laranja cintilante

O nosso Sol está se tornando um lugar bem agitado.

© Alan Friedman (o Sol laranja cintilante)

Somente na última semana, foram registradas no Sol um grande número de feições interessantes incluindo um dos maiores grupos de manchas solares já registrados, o AR 1339 que pode ser visto na imagem acima à direita. Somente no último ano, o Sol emergiu de um momento pouco comum de calmaria no seu período conhecido como de Mínimo Solar que durou anos. A imagem acima foi registrada em uma única cor de luz chamada de Hidrogênio Alfa, foi invertida e colorida de maneira falsa. Pode-se ver que espículas cobrem grande parte da face do Sol. O gradual aumento de brilho em direção às bordas do Sol é causado pelo aumento na absorção do gás solar relativamente frio e do chamado escurecimento do limbo. Um pouco acima das bordas do Sol, pode-se ver algumas proeminências em destaque cintilando, enquanto que as protuberâncias que aparecem na face do Sol são vistas como listras de luz. Possivelmente os aspectos visualmente mais interessantes de todas sejam as regiões magneticamente ativas contendo manchas solares frias. À medida que os ventos do campo magnético do Sol apontam para o Máximo Solar nos próximos anos, o aumento da atividade irá provavelmente criar momentos em que a face do Sol ficará cada vez mais complexa e repleta de atividades.

Fonte: NASA

A galáxia da Baleia

O Telescópio Espacial Hubble realizou uma espiada dentro da NGC 4631, melhor conhecida como Galáxia da Baleia.

© Hubble (NGC 4631)

Aqui, uma profusão de luzes provenientes de estrelas em nascimento acendem o centro da galáxia, revelando bandas de material escuro entre nós e as explosões de estrelas. A atividade da galáxia, ocorre em suas regiões externas onde existem menos estrelas e menos poeira, mas mesmo assim são regiões pontuadas por bolsões de formação de estrelas.

© NOAO (galáxia da Baleia e pequena galáxia elíptica NGC 4627)

A Galáxia da Baleia está localizada a aproximadamente 30 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Canes Venatici, os Cães de Caça. A Galáxia da Baleia, é uma galáxia espiral muito parecida com a Via Láctea. Do nosso ponto de vista, contudo, nós estamos vendo a Galáxia da Baleia de lado, vendo desse modo seu centro brilhante através dos braços espirais empoeirados. O bulbo central da galáxia e a aparência assimétrica de seu disco sugeria que a forma de uma baleia ou um arenque para os antigos observadores.

Muitas supernovas, explosões de estrelas quentes, azuis de curto período de vida e com no mínimo 8 vezes a massa do Sol, estão ocorrendo no centro da Galáxia da Baleia. A pirotecnia estelar tem preenchido a galáxia com gás quente, visível por telescópios que captam a radiação de raios-X por ela emitida como por exemplo, o telescópio da ESA XMM-Newton. A comparação das observações ópticas e infravermelhas realizadas pelo Hubble com outros telescópios sensíveis a diferentes comprimentos de onda da luz tem ajudado os astrônomos a reunir a história completa sobre esse fenômeno celeste.

A partir desses trabalhos de integração de informação os mecanismos que geram as explosões de estrelas na Galáxia da Baleia e em outras galáxias podem ser elucidados. A alimentação gravitacional no material intergaláctico, bem como os aglomerados causados pelas interações gravitacionais com as vizinhas galácticas, criam as áreas de maior densidade onde as estrelas começam a coalescer. Como as baleias azuis, as maiores criaturas da Terra, que podem devorar minúsculos pedaços de plâncton para sobreviver, a Galáxia da Baleia é envolta no gás e na poeira que fornece energia para uma alta taxa de formação de estrelas.

Fonte: ESA

Uma nova origem para o Sistema Solar?

O Sistema Solar pode ter suas origens em um planeta gigante, mas que foi ejetado por uma mudança de órbita de Júpiter.

© NASA (imagem em raios-X e óptico do planeta Saturno)

O pesquisador David Nesvorny, do Southwest Research Institute, descreve o Sistema Solar há 600 milhões de anos como um lugar caótico no qual os planetas e as luas provocavam deslocamentos entre si devido a órbitas instáveis.

Ele desenvolveu simulações de computador baseadas em uma análise do conjunto de pequenos corpos conhecidos como o cinturão de Kuiper e das crateras da Lua. O dinamismo em transformação das órbitas dos planetas gigantes e os corpos pequenos fez com que os corpos celestes se dispersassem para diferentes lugares.

© Southwest Research Institute (simulação de 5 planetas)

Esta animação mostra a evolução dos planetas gigantes de 20 milhões de anos antes da instabilidade para 30 milhões de anos após a instabilidade (a simulação real cobriu um período de tempo muito mais longo). Cinco planetas iniciais são mostrados por círculos vermelhos, pequenos corpos estão em verde. O quinto planeta é ejetado na instabilidade causando uma desordem geral. O sistema dos restantes quatro planetas estabiliza depois de um tempo, e parece que o Sistema Solar exterior, no final, com planetas gigantes em 5, 10, 20 e 30 UA (unidades astronômicas). Este é apenas um de mais de 6.000 simulações realizadas para estudar a probabilidade de ejeção do planeta.

Os corpos pequenos se transferiram ao cinturão de Kuiper e o Sol gerando numerosos impactos na Terra, e Júpiter também se deslocou para o Sistema Solar, enquanto Urano e Netuno se movimentaram para o exterior. Entretanto, Nesvorny detectou um problema neste modelo, pois se for aceita a teoria de que Júpiter mudou de órbita de maneira súbita quando se afastou de Urano e Netuno durante o período de instabilidade na zona externa do Sistema Solar, a conclusão é de que estes últimos planetas teriam ficado fora do sistema.

Para achar uma saída a esta encruzilhada, o pesquisador decidiu introduzir nas simulações cinco planetas gigantes ao invés dos quatro atuais (Júpiter, Urano, Netuno e Saturno). "A possibilidade de que o Sistema Solar tenha tido mais de quatro planetas gigantes inicialmente, e expulsasse um, parece ser mais concebível de acordo com os recentes descobrimentos de um grande número de planetas flutuando livremente no espaço interestelar, o que demonstraria que o processo de expulsão planetária seria bastante comum", disse o astrofísico.

Fonte: The Astrophysical Journal Letters

O núcleo da Terra pode ser muito mais velho

O professor assistente de geofísica Aleksey Smirnov e colegas da Universidade de Rochester e na Universidade de Yale descobriram que o núcleo da Terra poderia de fato ser de pelo menos 1,2 bilhões de anos mais velho do que se pensava.

© ESA (Geóide)

Os pesquisadores utilizaram dados paleomagnéticos e mediram os campos magnéticos nas rochas mais velhas da Terra. Usando amostras de todo o mundo, foi possível estimar a idade do núcleo interno, que também está relacionado com o início das placas tectônicas. "No processo de subducção de placas, uma placa passa por baixo da outra, afundando para o centro da Terra", diz Smirnov.

Este processo geodinâmico, que foi observado em rochas muito antigas, está mudando radicalmente o comportamento do campo magnético.

Fonte: Physics of the Earth and Planetary Interiors

O gás primordial do Universo

Astrônomos encontraram pela primeira vez nuvens formadas pelos primeiros gases que se formaram no Universo.

© Science (ilustração do gás numa galáxia em formação)

A teoria do Big Bang diz que, assim que aconteceu a explosão, somente o hidrogênio e o hélio, elementos mais leves da tabela periódia, foram formados.

Centenas de milhões de anos se passaram até que esses gases se condensassem e dessem origem às primeiras estrelas. Até agora, nunca havia sido encontrado nada no Universo que não fosse formado por metais. “É a primeira vez que é encontrado gás puro, não contaminado por elementos mais pesados gerados pelas estrelas”, afirma Jason Xavier Prochaska, da Universidade da Califórnia, em Santa Cruz, um dos coautores do estudo.

As duas nuvens do chamado gás puro foram detectadas pelo telescópio Keck, no Havaí, com a análise da luz emitida por quasares localizados nas constelações de Leão e Ursa Maior, a cerca de 12 bilhões de anos-luz da Terra .

“Conseguimos ver as linhas de absorção no espectro onde a luz foi absorvida pelo gás, e isso nos permite medir a composição do gás”, explica Fumagalli.

Fonte: Science

Hubble descobre 69 galáxias anãs

O telescópio espacial Hubble descobriu através de seus instrumentos de visão no infravermelho próximo um conjunto de 69 jovens galáxias anãs repletas de estrelas que se reproduzem rapidamente.

© NASA/ESA (novas galáxias anãs)

Embora as galáxias anãs sejam o tipo mais comum das que existem no Universo, o rápido nascimento de estrelas observados nessas galáxias recém-descobertas pode levar os astrônomos a rever suas teorias sobre a formação delas.

Estas galáxias são, em média, 100 vezes menos maciças que a Via Láctea, mas as estrelas em seu interior se batem a um ritmo tão forte que o número delas poderia dobrar em apenas 10 milhões de anos. Este é um ritmo muito alto, inclusive para uma galáxia jovem, em comparação a Via Láctea poderia demorar mil vezes mais para dobrar seu número de estrelas.

Os astrônomos que utilizam os instrumentos do Hubble conseguiram detectar as galáxias porque a radiação de estrelas jovens fez com que o oxigênio no gás que as rodeia brilhasse. Suas observações indicam que 9 bilhões de anos atrás essas galáxias seriam muito comuns, mas é um mistério como geram tantas estrelas e a um ritmo tão acelerado. "Essas galáxias sempre estiveram aí diante, mas não tínhamos a tecnologia adequada para detectá-las", assinalou Arjen van der Wel, do Instituto de Astronomia Max Planck em Heidelberg (Alemanha).

Esses resultados fazem parte da Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey (Candels), um projeto de três anos focado em analisar as galáxias mais distantes no Universo e de fazer o primeiro "censo" de galáxias anãs primitivas.

Fonte: NASA

Lutécia: Um sobrevivente raro da época do nascimento da Terra

Uma equipe de astrônomos de universidades francesas e norte-americanas estudou detalhadamente o asteroide incomum Lutécia num grande intervalo de comprimentos de onda, com o intuito de determinar a sua composição.

© ESO (ilustração do asteroide Lutécia próximo de um planeta)

Foram combinados dados oriundos da câmara OSIRIS situada a borda da sonda espacial da ESA Rosetta, do New Technology Telescope (NTT) do ESO instalado no Observatório de La Silla no Chile e do Infrared Telescope Facility no Havaí e Spitzer Space Telescope, ambos da NASA. Com todos estes dados foi possível obter o espectro mais completo já construído para um asteroide. A sonda espacial Rosetta passou por Lutécia em 10 de Julho de 2010, no percurso que a levará até ao cometa 67P/Chuyumov-Gerasimenko, com encontro previsto em 2014.

O espectro foi seguidamente comparado com o de meteoritos encontrados na Terra e que têm sido estudados extensivamente em laboratório. Apenas um tipo de meteorito - condritos enstatite, também conhecidos como condritos do tipo E - apresenta propriedades semelhantes a Lutécia em todos os comprimentos de onda estudados.

Os condritos enstatite são conhecidos por conterem material que data dos primórdios do Sistema Solar. Pensa-se que se tenham formado perto do jovem Sol e que tenham constituído o principal material de construção dos planetas rochosos, em particular Terra, Vênus, e Mercúrio. Lutécia parece ter tido origem, não no cinturão de asteroides onde hoje se encontra, mas muito mais próximo do Sol.

“Como é que Lutécia teria escapado do Sistema Solar interior e chegado ao cinturão de asteroides?” pergunta Pierre Vernazza (ESO), o autor principal do artigo científico que descreve este resultado.

Os astrônomos estimaram que, dos corpos situados na região onde a Terra se formou, apenas menos de 2% chegaram ao cinturão principal de asteroides. A maioria dos corpos desapareceu depois de alguns milhões de anos, incorporados nos jovens planetas em formação. No entanto, alguns dos maiores, com diâmetros de cerca de 100 quilômetros ou mais, foram lançados para órbitas mais seguras, mais distantes do Sol.

Lutécia, que tem uma dimensão de cerca de 100 quilômetros, pode ter sido ejetado para fora das regiões interiores do Sistema Solar e passou próximo de um dos planetas rochosos, capazes de alterar drasticamente a sua órbita. Um encontro com o jovem Júpiter durante a sua migração para a atual órbita, pode justificar igualmente a grande variação de órbita de Lutécia. Alguns astrônomos pensam que o gigante gasoso possa ter estado mais próximo do Sol nos primórdios do Sistema Solar, antes de se mover mais para o exterior e ocupar a sua atual posição. Este processo teria sido caótico para as órbitas dos outros objetos do Sistema Solar interior, devido à enorme atração gravitacional provocada por Júpiter.

“Pensamos que Lutécia sofreu uma ejeção desse tipo. Acabou por se tornar num dos objetos do cinturão de asteroides e aí se tem mantido preservado desde há quatro bilhões de anos,” continua Pierre Vernazza.

Estudos anteriores das propriedades de cor e superfície deste asteroide mostraram que Lutécia é um membro do cinturão de asteroides bastante incomum e misterioso. Rastreios anteriores mostraram que objetos deste tipo são muito raros, representando menos de 1% da população de asteroides do cinturão principal. Os novos resultados explicam porque é que Lutécia é diferente - é um sobrevivente muito raro do material original que formou os planetas rochosos.

“Lutécia parece ser um dos maiores, e dos poucos, restos de tal material no cinturão de asteroides. Por esta razão, asteroides como Lutécia são alvos ideais para missões futuras de recolhimento de amostras. Deste modo poderíamos estudar detalhadamente a origem dos planetas rochosos, incluindo a Terra,” conclui Pierre Vernazza.

Fonte: ESO

Nova classe de estrelas de nêutrons

Astrônomos das universidades de Southampton e Oxford descobriram evidências de que estrelas de nêutrons, que são produzidas quando estrelas massivas explodem como supernovas, na verdade, surgem de duas variedades distintas. Esta descoberta também sugere que cada variedade é produzida por um tipo diferente de evento supernova.

© Chandra (supernova remanescente RCW 103)

Esta imagem mostra a supernova remanescente RCW 103 obtida pelo telescópio de raios-X Chandra que ocorreu aproximadamente a 10.000 anos-luz da Terra. Na imagem as cores de vermelho, verde e azul são mapeados para baixa, média e alta energia de raios-X. No centro, o ponto azul brilhante é provavelmente a estrela de nêutrons que se formou quando a estrela explodiu. Estranhamente, a estrela de nêutrons perto do centro da RCW 103 está girando apenas uma vez a cada 6,7 ​​horas, confirmando o trabalho recente do telescópio espacial XMM-Newton.

Estrelas de nêutrons representam a forma mais extrema da matéria. Quando as estrelas são mais maciças do que cerca de 8 vezes da massa do Sol, elas acabam suas vidas em uma explosão espetacular chamada de supernova. As camadas mais externas da estrela são arremessadas para o espaço a milhares de quilômetros por hora, deixando um campo de destroços de gás e poeira. A estrela torna-se um objeto pequeno e incrivelmente denso, uma estrela de nêutrons. Os nêutrons hermeticamente embalados em tal estrela com apenas 16 km ou mais de diâmetro contém mais massa que o Sol.
O resultado da implosão final é um núcleo inimaginavelmente compactado: os átomos seriam esmagados juntamente com seus elétrons empurrado para dentro do núcleo, formando nêutrons, com um núcleo tão denso que uma colher desta matéria pesaria 100 bilhões de quilogramas.
As estrelas de nêutrons têm grandes campos magnéticos. Se elas estão girando rapidamente geram energia como radiofaróis cósmicos chamados de pulsares. Alguns pulsares geram mais de mil pulsos por segundo, significando que um objeto com a massa do Sol e com 10 a 20 quilômetros de diâmetro está girando mais de 1.000 vezes por segundo, ou mais que a metade da velocidade da luz!
Os professores Christian Knigge & Malcolm Coe da Universidade de Southampton trabalharam com Philipp Podsiadlowski da Universidade de Oxford para revelar a descoberta de duas populações distintas de estrelas de nêutrons que parecem terem se formado através de dois diferentes canais de supernova.
Os astrônomos analisaram dados de uma grande amostra de alta massa de raios-X binários, que são sistemas de estrelas duplas em que uma estrela de nêutrons em rápida rotação orbita uma companheira massiva jovem. A estrela de nêutrons nestes sistemas também periodicamente absorve material de sua parceira. Durante tais fases, a estrela de nêutrons torna-se um pulsar de raios-X e o seu brilho aumenta tremendamente. Tais sistemas são muito úteis, porque pelo tempo dos seus pulsos é possível medir com precisão o período de rotação da estrela.
Os astrônomos detectaram dois grupos distintos de estrelas de nêutrons, um girando uma vez a cada 10 segundos, e o outro uma vez a cada 5 minutos.
Estrelas de nêutrons, que são cerca de 1,5 vezes a massa do Sol, com um diâmetro de cerca de 25 km, tem um campo gravitacional forte que podem puxar o gás da estrela companheira. Este gás pode se acumular na superfície da estrela de nêutrons e explodir gerando uma reação de alta energia termonuclear.
Normalmente, toda a superfície da estrela explode de maneira uniforme. No entanto, em cerca de 10 por cento dos casos, algumas partes da estrela brilham com mais intensidade. O pulsar IGR J17480-2446, parece ter um forte campo magnético que faz com que algumas partes da estrela são mais brilhantes do que o resto.

Nos últimos anos uma série de modelos teóricos têm sido desenvolvidos para explicar esse fenômeno. De acordo com um modelo, a rápida rotação da estrela de nêutrons impede a queima de materiais que se espalhe, assim como a rotação da Terra contribui para a formação de furacões por meio da força de Coriolis. Outra idéia é que a explosão gera ondas de escala global em camadas na superfície da estrela. Um lado da estrela esfria e escurece à medida que as ondas se elevam, enquanto o outro fica mais quente e mais brilhante.
O novo estudo do pulsar IGR J17480-2446 exclui esses dois modelos. Como outras estrelas, este pulsar desenvolve manchas superficiais invulgarmente brilhantes durante as explosões termonucleares. No entanto, a estrela gira muito mais lentamente, apenas 10 vezes por segundo, do que outras estrelas de nêutrons que apresentam esse comportamento que giram 245 vezes por segundo. Nessa velocidade a força de Coriolis não é forte o suficiente, impedindo a formação de furacões termonucleares e o desenvolvimento das ondas em grande escala.
Em vez disso, os astrônomos acham que o campo magnético da estrela poderia explicar a queima irregular durante a expansão do gás. Porém, este modelo serve apenas para explicar a queima de estrelas como esta.

Fonte: Nature

A passagem do asteroide 2005 YU55

O asteroide 2005 YU55, o que mais se aproximou da órbita terrestre em 35 anos, passou nesta terça-feira entre a Terra e a Lua, a cerca de 324.600 km de nosso planeta.

© NASA (imagem de radar do asteroide 2005 YU55)

O 2005 YU55 foi descoberto em 2005 por Robert McMillan, do projeto Spacewatch, grupo de cientistas que observa o Sistema Solar perto de Tucson no Arizona (EUA). Este objeto é classificado como um asteroide de classe C, é muito escuro e bastante poroso. Ele faz parte de um conjunto de 1.262 asteroides grandes, que giram ao redor do Sol e têm mais de 150 metros de largura.

Em abril de 2010 quando o asteroide foi detectado a cerca de 2,3 milhões de km, o radar do observatório de Arecibo conseguiu captar uma imagem com uma resolução de 7,5 m por pixel, que revelou que o corpo celeste tem uma forma quase esférica e um diâmetro de 400 metros. A partir de suas observações, os astrônomos determinaram que o 2005 YU55 tem um período de rotação de 18 horas.

Recentemente, as antenas do centro de vigilância do espaço profundo da NASA, em Goldstone, na Califórnia, e o radar do observatório de Arecibo, em Porto Rico, seguiram a trajetória do asteroide durante a última semana e obtiveram uma imagem com resolução de 4 m por pixel, quando o asteroide estava a cerca de 1,38 milhões de quilômetros da Terra. Os cientistas da NASA esperam obter imagens do radar de Goldstone de 2 m por pixel, o que poderia ajudar a conhecer com detalhes como é a superfície do asteroide, sua forma, suas dimensões e outras propriedades físicas.

A última vez que um objeto deste tamanho se aproximou tanto da Terra foi em 1976 e a próxima conhecida de um asteroide com estas dimensões será no ano 2028.

Fonte: NASA

A causa da cauda tripla no asteroide Scheila

Uma equipe de astrônomos da Universidade Nacional de Seul, do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), ISAS (Institute of Space and Astronautical Science), e da Universidade de Kobe, explicou a formação de três caudas de poeira no asteroide 596 Scheila.

© Telescópio Murikabushi (a cauda tripla no asteroide Scheila)

A imagem acima foi obtida pelo Telescópio Murikabushi no dia 12 de dezembro de 2010.

Os pesquisadores concluíram que ocorreu um impacto por trás do asteroide Scheila provocado por outro asteroide com cerca de 20 a 50 metros de tamanho em 3 de dezembro de 2010, que foi responsável por seu brilho invulgar.
Em 11,4 de dezembro de 2010, Steve Larson do Catalina Sky Survey notou um brilho estranho do Scheila, um asteróide na região externa do cinturão principal de asteroides que orbitam em uma área entre Marte e Júpiter. Três correntes de poeira apareceu na trilha do asteroide. Dados do satélite Swift da NASA e do telescópio espacial Hubble sugerem que o impacto de um asteroide menor foi o gatilho provável para o aparecimento das caudas. No entanto, restava saber a data em que a emissão de poeira ocorrerou e como as caudas triplas de poeira se formaram.

Logo depois de relatos do brilho incomum no Scheila, a equipe de investigação usou o Telescópio Subaru (8,2m), o Telescópio Murikabushi (1,05m), e o Telescópio da Universidade de Havaí (2,2m) para fazer observações ópticas dessas trilhas de pó misterioso ao longo de um período de três meses.

Embora asteroides são geralmente parecidos com pontos quando observados da Terra, o Scheila parecia um cometa. Eventualmente, as nuvens de poeira se tornaram indetectáveis, e então uma estrutura linear fraca surgiu. Com base nessas imagens da estrutura linear, os cientistas determinaram uma data de emissão de poeira em 3,5 +/-1 de dezembro de 2010. Steve Larson do Catalina Sky Survey notou que o Scheila tinha uma aparência um pouco difusa, em 3,4 de dezembro de 2010. Portanto, é provável que a colisão dos asteroides ocorreu dentro do curto espaço de tempo entre 2 de dezembro as 12:00 UT e 3 de dezembro as 10:00 UT.
Para explicar a formação de caudas triplas de poeira no Scheila, a equipe realizou uma simulação em computador da emissão de poeira no Scheila em 3 de dezembro. Sua simulação foi baseada em informações obtidas através de experimentos de impacto em um laboratório no ISAS e na JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency). Depois de realizar um grande número de simulações de computador sob diferentes condições, a equipe de pesquisa concluiu que há apenas uma maneira de explicar o brilho misterioso e as caudas triplas de poeira do Scheila. Um pequeno asteroide chocou-se obliquamente com o Scheila por trás!

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan