Detectado restos de supernova que explodiu

Há mais de 50 anos, uma supernova foi descoberta na galáxia espiral M83 a cerca de 15 milhões de anos-luz da Terra.

© Chandra (supernova  SN 1957D na galáxia M83)

Os astrônomos utilizaram o observatório de raios X Chandra da NASA para fazer a primeira primeira detecção de raios X emitidos pelos destroços dessa explosão.

A supernova é denominada SN 1957D por ser a quarta supernova descoberta em 1957, ela é uma das poucas localizadas fora da Via Láctea que são detectáveis, em comprimento de ondas ópticas e de rádio, décadas após a explosão ter sido observada. Em 1981, astrônomos viram o restante da estrela que explodiu em ondas de rádio, e em 1987 eles detectaram o restante em comprimentos de ondas ópticas, anos depois que a luz da explosão em si se tornou indetectável.

Uma observação relativamente curta, de aproximadamente 14 horas, do Chandra em 2000 e 2001 não detectou nenhum raio X do remanescente da SN 1957D. No entanto, uma observação muito maior realizada em 2010 e 2011, totalizando aproximadamente oito dias e meio, revelou a presença de emissão de raios X.

Essa nova imagem feita pelo Chandra da M83 é uma das observações mais profundas já feitas em uma galáxia espiral localizada além da nossa. Esse ponto de vista mostra a energia baixa, média e alta de raios observada, respectivamente, em vermelho, verde e azul.

Os novos dados dos restos da SN 1957D fornecem informações importantes sobre a natureza dessa explosão, que os astrônomos acreditam ter acontecido quando uma estrela massiva ficou sem energia e entrou em colapso. A distribuição dos raios X com energia sugerem que a supernova contém uma estrela de nêutrons, ou um pulsar, uma estrela densa que gira rapidamente formada quando o núcleo da estrela pré-supernova entrou em colapso.

Se esta interpretação for confirmada, o pulsar na SN 1957D é observado com idade de 55 anos, um dos mais jovens já vistos. O remanescente da SN 1979C, na galáxia M100, é outro candidato a mais novo pulsar, mas não existe certeza se há um buraco negro ou uma estrela de nêutrons no centro dessa supernova.

Fonte: NASA

Casulo abriga estrelas jovens

Na Terra, os casulos protegem as larvas enquanto elas transformam em borboletas, e estão associados à vida nova.

© ESO (nuvem RCW 88)

No espaço os casulos são os locais de nascimentos de novas estrelas. A nuvem vermelha na imagem divulgada pelo Observatório Europeu do Sul (ESO) é um exemplo dessas regiões de formação estelar.

Obtida com o instrumento EFOSC2, montado no New Technology Telescope do ESO, a imagem mostra uma nuvem chamada RCW 88, situada a cerca de dez mil anos-luz de distância e com uma dimensão de cerca de nove anos-luz. Ela é feita de hidrogênio gasoso brilhante, que rodeia as estrelas recém-formadas. As novas estrelas formam-se de nuvens de hidrogênio à medida que estas colapsam sob o efeito da sua própria gravidade. Algumas das estrelas mais desenvolvidas, que já brilham intensamente, podem ser vistas pela nuvem.

Estas estrelas jovens e quentes são muito energéticas e emitem enormes quantidades de radiação ultravioleta, o que faz com que os elétrons se libertem dos átomos de hidrogênio da nuvem, deixando apenas os núcleos positivamente carregados - os prótons. À medida que os elétrons são recapturados pelos prótons, emitem radiação H-alfa, a qual tem um brilho vermelho bastante característico.

Observar o céu através de um filtro H-alfa é o modo mais simples de os astrônomos descobrirem estas regiões de formação estelar.

Fonte: ESO

Órbitas de asteroides que podem ameaçar a Terra

A NASA divulgou um diagrama que ilustra as diferenças entre as órbitas de um típico asteroide próximo da Terra (em azul) e um asteroide potencialmente perigoso (PHA, na sigla em inglês, em vermelho).

© NASA (órbitas de asteroides próximo da Terra)

Os PHAs são um subconjunto de asteroides próximos da Terra (NEAs) e têm órbitas próximas à do nosso planeta, chegando a cerca de 8 milhões de km. Eles também são grandes o suficiente para sobreviver à passagem pela atmosfera terrestre e causar danos regionalmente, ou em maior escala.

O Sol fica no centro da população de asteroides, enquanto as órbitas de Mercúrio, Vênus e Marte estão em cinza na imagem divulgada. A órbita terrestre está destacada em verde entre Vênus e Marte. Como indica o diagrama, os PHAs tendem a ter órbitas mais semelhantes à órbita terrestre do que os asteroides próximos. As órbitas dos asteroides são obtidas através de simulações, descrevendo o como pode ser o caminho destes objetos em torno do Sol.

Os pontos ao fundo são baseados em dados do NEOWISE, o "caçador de asteroides" da NASA na missão WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), que varreu o Sol duas vezes com luz infravermelha, antes de entrar em modo de hibernação em 2011. Os pontos azuis e laranjas representam uma simulação da população de asteroides próximos da Terra e PHAs, respectivamente, que têm mais de 100 m.

O NEOWISE forneceu a melhor noção geral até o momento dos PHAs, refinando as estimativas de seu número, tamanhos, tipos, órbitas e riscos potenciais. A equipe do NEOWISE estima que de 20 a 30% dos PHAs que se pensou existir foram efetivamente descobertos em maio de 2012, data da imagem divulgada hoje.

Fonte: NASA

Aglomerado globular M68: diamantes no céu

Se você já olhou para o aglomerado globular Messier 68 (M68) através de um telescópio, você conheceu a vista magnífica que representa.

© Hubble (aglomerado globular M68)

Mas o telescópio espacial Hubble oferece uma espetacular imagem deste acampamento lotado de estrelas, parecendo diamantes cravejados no espaço. Este belo agrupamento de estrelas vem realizando um tipo de dança estelar durante 10 milhões de anos.

O aglomerado globular M68 está localizado na constelação de Hydra a uma distância de aproximadamente 33.000 anos-luz da Terra, e contém pelo menos 2.000 estrelas que são visíveis, incluindo 250 gigantes e 42 variáveis. Estende-se por 106 anos-luz de diâmetro. Ele foi descoberto por Charles Messier em 1780.
A atração gravitacional mútua entre as numerosas estrelas no aglomerado mantém os membros estelares aglutinados, permitindo que os aglomerados globulares perdurem por muitos bilhões de anos.
Os astrônomos podem medir as idades dos aglomerados globulares, olhando para a luz das suas estrelas constituintes.
Os elementos químicos deixam assinaturas nesta luz, revelando a composição química destas estrelas, geralmente elas contêm menos elementos pesados, como carbono, oxigênio e ferro. No Sol os elementos químicos mais abundantes são: hidrogênio (74,9%) e hélio (23,8%). Todos os metais compõem menos de 2% da massa solar, os mais presentes são: oxigênio (compondo cerca de 1% da massa do Sol), carbono (0,3%), neônio (0,2%), e ferro (0,2%).

Fonte: Universe Today e Cosmo Novas

As estrelas mais brilhantes não vivem sozinhas

Um novo estudo que utilizou o Very Large Telescope (VLT) do ESO mostrou que a maioria das estrelas brilhantes de elevada massa, responsáveis pela evolução das galáxias, não vivem isoladas.

© ESO (ilustração de uma estrela vampira e sua vítima)

Quase três quartos destas estrelas têm uma companheira próxima, muito mais do que o suposto anteriormente. Surpreendentemente, a maior parte destes pares interagem de modo violento, ocorrendo, por exemplo, transferência de massa de uma estrela para a outra. Pensa-se que cerca de um terço destes pares acabará por se fundir, formando uma única estrela.

O Universo é um lugar muito diverso e muitas das estrelas são bastante diferentes do Sol. Uma equipe internacional utilizou o VLT para estudar estrelas do tipo O, as quais apresentam temperaturas, massas e luminosidades muito elevadas. A maioria das estrelas são classificadas de acordo com o seu tipo espectral ou cor. Este parâmetro está, por sua vez, relacionado com a massa das estrelas e a sua temperatura superficial. Partindo da mais azul (e portanto da mais quente e de maior massa) até a mais vermelha (e portanto a mais fria e de menor massa), a sequência de classificação mais comum é O, B, A, F, G, K e M. As estrela do tipo O têm uma temperatura superficial de cerca de 30.000 ºC ou mais, e possuem coloração azul pálido brilhante. A sua massa é 15 ou mais vezes a massa do Sol e e podem ser até um milhão de vezes mais brilhantes. Estas estrelas têm vidas curtas e violentas, desempenhando um papel fundamental na evolução das galáxias. Estão também ligadas a fenômenos extremos, tais como "estrelas vampiras", onde a estrela menor suga matéria da superfície da companheira maior, e explosões de raios gama.

© ESO (estrelas quentes e brilhantes do tipo O)

Os astrônomos estudaram uma amostra de 71 estrelas de tipo O, tanto isoladas como em sistemas binários em seis aglomerados estelares jovens próximos na Via Láctea. A maior parte das observações utilizou os telescópios do ESO, incluindo o VLT.

Ao analisar a radiação emitida por estes objetos com um detalhamento inédito, a equipe descobriu que 75% de todas as estrelas do tipo O fazem parte de um sistema binário, uma proporção mais elevada do que a suposta até agora, e a primeira determinação precisa deste valor. Mais importante ainda, a equipe descobriu que a proporção destes pares onde as estrelas se encontram suficientemente próximas uma da outra para que haja interação entre elas (quer através de fusão estelar quer através de transferência de massa pelas chamadas estrelas vampiras) é muito mais elevada do que a esperada, resultado que tem implicações profundas na nossa compreensão da evolução de galáxias.

As estrelas do tipo O constituem apenas uma fração de um por cento das estrelas no Universo, mas os fenômenos violentos a que estão associadas significam que têm um efeito desproporcional em seu meio circundante. Os ventos e choques que vêm destas estrelas podem tanto dar origem como interromper a formação estelar, a sua radiação faz com que as nebulosas brilhem, as suas supernovas enriquecem as galáxias com elementos pesados essenciais à vida, estando ainda associadas às explosões de raios gama, as quais se contam entre os fenômenos mais energéticos no Universo. As estrelas de tipo O estão por isso implicadas em muitos dos mecanismos que fazem evoluir as galáxias.

As fusões entre estrelas, as quais a equipe estima que serão o destino final de cerca de 20 a 30% das estrelas de tipo O, são fenômenos violentos. Mas mesmo o cenário comparativamente calmo de estrelas vampiras, que acontece em 40 a 50% dos casos, tem efeitos profundos no modo como as estrelas evoluem.

Até agora, os astrônomos pensavam que os sistemas binários de estrelas de elevada massa, onde as componentes orbitam muito próximo uma da outra, eram uma exceção, algo apenas necessário para explicar fenômenos exóticos, tais como binárias de raios X, pulsares duplos ou buracos negros binários. Este novo estudo mostra que, para interpretar corretamente o Universo, não podemos fazer esta simplificação: estas estrelas duplas de elevada massa não são apenas comuns, as suas vidas são também fundamentalmente diferentes daquelas que existem enquanto estrelas isoladas.

Por exemplo, no caso das estrelas vampiras, a estrela menor, de massa menor, rejuvenesce ao sugar hidrogênio fresco da sua companheira. A sua massa irá aumentar substancialmente e irá sobreviver à sua companheira, vivendo muito mais tempo do que uma estrela isolada com a mesma massa. Entretanto, a estrela vítima fica sem o seu envelope antes de ter oportunidade de se tornar numa supergigante vermelha luminosa. Em vez disso, o seu núcleo azul quente fica exposto. Deste fenômeno resulta que a população estelar de uma galáxia distante poderá parecer muito mais jovem do que é na realidade: tanto as estrelas vampiras rejuvenescidas como as estrela vítimas diminuídas tornam-se mais quentes e azuis em termos de cor, ficando portanto com a aparência de estrelas mais jovens. Saber a verdadeira proporção das estrelas binárias de elevada massa em interação é por isso crucial para se poder caracterizar corretamente estas galáxias longínquas. A existência deste número enorme de estrelas vampiras está de acordo com um outro fenômeno anteriormente inexplicável. Cerca de um terço das estrelas que explodem como supernovas têm, surpreendentemente, muito pouco hidrogênio. No entanto, a proporção de supernovas pobres em hidrogênio está de acordo com a proporção de estrelas vampiras encontradas neste estudo. Espera-se que as estrelas vampiras dêem origem a supernovas pobres em hidrogênio nas suas vítimas, uma vez que as camadas exteriores ricas em hidrogênio terão sido arrancadas pela gravidade da estrela vampira antes da vítima ter tido oportunidade de explodir como supernova.

A única informação que os astrônomos têm das galáxias distantes é fornecida pela radiação que chega aos telescópios. Sem fazer suposições sobre o que é responsável por esta radiação, não podemos tirar conclusões sobre a galáxia, tais como quão massiva ou jovem ela é. Este estudo mostra que a suposição frequente de que a maioria das estrelas existem de forma isolada pode levar a tirar as conclusões erradas.

Para compreender qual a proporção estes efeitos e como é que esta nova perspectiva afetará a nova visão da evolução galáctica, temos novos estudos deverão ser aplicados. Fazer a modelagem de estrelas binárias é algo complicado, por isso demorará algum tempo até que estas considerações sejam incluídas nos modelos de formação galáctica.

Os resultados serão publicados na edição de amanhã na revista Science.

Fonte: ESO

A arquitetura de um sistema planetário

Foram encontrados três exoplanetas que orbitam uma estrela em situação semelhante à da Terra.

© Nature (ilustração de três planetas orbitando a estrela Kepler-30)

Essa observação propicia novas condições que determinam a arquitetura de um sistema planetário.

No caso da Via Láctea, o equador do Sol e o plano orbital dos planetas estão praticamente alinhados, o que seria consequência da formação dos corpos em um único disco giratório gasoso. Isso permite, por exemplo, que possa haver luz e vida em uma extensa área do planeta, como ocorre com a Terra.

Muitos sistemas de exoplanetas, porém, não apresentam esse mesmo arranjo. Corpos gigantes e quentes, semelhantes a Júpiter, o maior planeta do Sistema Solar, estão muitas vezes desalinhados. Alguns têm até órbitas retrógradas, ou seja, giram na direção contrária à rotação de sua estrela principal.

Os cientistas suspeitam que grandes inclinações nas órbitas são resultado das mesmas interações dinâmicas que produzem planetas parecidos com Júpiter.

Desta vez, o astrofísico Roberto Sanchis-Ojeda e colegas analisaram o trânsito dos planetas Kepler-30b, Kepler-30c e Kepler-30d ao observarem manchas sobre a estrela Kepler-30, de massa e raio semelhantes aos do Sol, só que mais jovem e com rotação mais rápida que a da nossa maior estrela.

Os pesquisadores mostram que a órbita dos três planetas desse sistema está alinhada com o equador estelar. Além disso, a órbita do trio está alinhada uns com os outros, em uma configuração parecida com a nossa. Nesse sistema, não há nenhum “Júpiter” quente e gasoso.

Os dados foram obtidos pelo telescópio Kepler, da agência espacial americana (NASA), captados durante dois anos e meio, em 27 trânsitos dos planetas pela estrela.

Fonte: Nature

Encontrado um pulsar muito jovem

Usando métodos engenhosos de análise de dados, os pesquisadores do Instituto Max Planck de Física Gravitacional e para Radioastronomia descobriram um pulsar nos dados do telescópio espacial de raios gama Fermi.

© NASA/Fermi/Cruz de Wilde (ilustração de um pulsar)

A imagem acima mostra a radiação gama (violeta) muito acima da superfície dos restos compactos da estrela, enquanto as ondas de rádio (verde) são emitidos ao longo dos pólos magnéticos sob a forma de um cone. A rotação varre as regiões de emissões em toda a linha de visão terrestre, fazendo a luz pulsar-se periodicamente no céu.

Os pulsares são astros cósmicos que giram sobre seus eixos muitas vezes por segundo, emitindo ondas de rádio e radiação gama no espaço. Os pulsares de raios gama são difíceis de serem identificados porque as suas características, tais como a sua posição no céu, o período de rotação e sua mudança no tempo, são desconhecidas. E os astrônomos podem apenas determinar a sua posição aproximada no céu a partir das observações originais do Fermi, requerendo uma grande quantidade de tempo de computação.

Esta é a única maneira de encontrar uma periodicidade oculta nos tempos de chegada dos fótons de raios gama. Mesmo computadores de alto desempenho rapidamente atingem o seu limite neste processo. Portanto, os pesquisadores usaram algoritmos originalmente desenvolvidos para a análise de dados de ondas gravitacionais para realizar uma caçada particularmente eficiente através dos dados do Fermi.

O pulsar recém-descoberto, denominado J1838-0537, é muito jovem, com menos  de 5.000 anos de idade. Ele gira sobre seu próprio eixo aproximadamente sete vezes por segundo e sua posição no céu está na direção da constelação Scutum.

Durante o período de observação, o pulsar experimentou alteração em sua rotação. Uma análise mais detalhada resolveu este mistério do pulsar J1838-0537; ele sofreu uma falha súbita, girando 38 milionésimos de um Hertz mais rápido do que antes. Essa diferença pode parecer desprezível, mas é a maior falha já medida para um pulsar de raios gama.

A causa exata das falhas observadas em muitos pulsares jovens é desconhecida. Os astrônomos consideram os "terremotos estelares" da crosta da estrela de nêutrons ou interações entre o interior superfluido estelar e a crosta possam ser as possíveis explicações.

Detectando um grande número de falhas fortes no pulsar possibilita aprender mais sobre a estrutura interna desses corpos celestes compactos.

Após a descoberta os pesquisadores apontaram o telescópio de rádio em Green Bank, West Virginia (EUA) na posição celestial do pulsar de raios gama. Na observação da fonte não encontraram quaisquer indícios de pulsações na região do rádio, indicando que o pulsar J1838-0537 é apenas um raro pulsar de raios gama.

Um artigo desta descoberta será publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Max Planck Institute

Tempestade de cometas ao redor de estrela

A ilustração abaixo mostra uma tempestade de cometas ao redor de uma estrela próxima da nossa conhecida como Eta Corvi.

© NASA (tempestade de cometas ao redor da estrela Eta Corvi)

Evidências que suportam essa ilustração veem de observações feitas com o telescópio espacial Spitzer da NASA, que com seus detectores infravermelhos registraram indicativos de que cometas foram recentemente disparados após a colisão de um corpo rochoso. Nessa concepção artística, um grande cometa é observado se chocando com um planeta rochoso, enviando gelo e poeira rica em carbono ao espaço, enquanto também se choca com a água e com os compostos orgânicos na superfície do planeta. Um brilhante flash vermelho  foi  registrado no momento do impacto do cometa com o planeta. A estrela amarela-branca Eta Corvi é mostrada à esquerda com muitos outros cometas indo em sua direção.

O Spitzer detectou assinaturas espectrais de gelo de água, de material orgânico e de rocha ao redor da Eta Corvi, ingredientes fundamentais para os cometas. Essa é a primeira vez que evidências como essas de uma tempestade de cometas foram registradas ao redor de uma estrela. A estrela Eta Corvi está na idade certa, cerca de um bilhão de anos, de ter a experiência de um bombardeamento de cometas como o que ocorreu no Sistema Solar quando ele tinha entre 600 e 800 milhões de anos de existência, momento esse da história planetária conhecido como Bombardeamento Denso Tardio.

Os cientistas dizem que este bombardeio foi disparado no nosso Sistema Solar pela migração dos planetas externos, que se chocaram com os cometas congelados enviando-os em direção à região interna do Sistema Solar. Os cometas se chocaram com a nossa Lua e atingiram os planetas internos. Esses cometas podem ter trazido materiais para a Terra que ajudaram a iniciar a vida.

Fonte: NASA

Uma galáxia repleta de jovens estrelas

A galáxia NGC 4700 emite sinais de que um vigoroso nascimento de muitas estrelas está em andamento na imagem a seguir registrada pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (galáxia NGC 4700)

As muitas nuvens brilhantes rosadas na NGC 4700 são conhecidas como regiões H II, onde a luz intensa ultravioleta proveniente das jovens estrelas quentes está fazendo com que o gás hidrogênio próximo brilhe de forma intensa. As regiões H II normalmente aparecem de forma parcial e parcelada com vastas nuvens moleculares semeando as jovens estrelas, acendendo o gás ionizado local.

Em 1610, o astrônomo francês Nicolas-Claude Fabri de Peiresc observou a galáxia através de um telescópio e descobriu o que seria a primeira região H II a ser registrada: a Nebulosa de Órion, localizada relativamente perto do nosso Sistema Solar na Via Láctea. Os astrônomos estudam essas regiões através da Via Láctea e podem facilmente observar as mesmas regiões em outras galáxias em busca da química que constitui o ambiente cósmico e sua influência na formação das estrelas.

A NGC 4700 foi descoberta em Março de 1786 pelo astrônomo britânico William Herschel que a notou como sendo uma nebulosa muito apagada. A NGC 4700, juntamente com muitas outras galáxias relativamente próximas, é encontrada na constelação de Virgo (Virgem) e é classificada como uma galáxia espiral barrada, semelhante à estrutura da Via Láctea. Ela localiza-se a aproximadamente 50 milhões de anos-luz de distância da Terra e se move para longe de nós a uma velocidade de 1.400 km/s devido à expansão do Universo.

Fonte: ESA

Determinada a distância de uma galáxia antiga

Uma equipe internacional de astrônomos liderada por Fabian Walter do Instituto Max Planck para a Astronomia (MPIA) em Heidelberg, na Alemanha, conseguiu pela primeira vez determinar a distância da galáxia HDF850.1.

© NASA/MPIA (região do Hubble Deep Field onde está a HDF850.1)

Esta galáxia é uma das mais produtivas na formação estelar no Universo observável. A galáxia está a uma distância de 12,5 bilhões de anos-luz. Assim, a vemos quando o Universo tinha menos de 10% de sua idade atual. Além disso, a HDF850.1 faz parte de um grupo de cerca de uma dúzia de protogaláxias que se formaram nos primeiros bilhões de anos de história cósmica.

A galáxia HDF850.1 foi descoberta em 1998. É famosa por produzir novas estrelas a uma taxa extraordinária, mesmo em escalas astronômicas: uma massa acumulada de mil sóis por ano. Para efeito de comparação: uma galáxia comum como a nossa não produz mais do que uma massa solar de novas estrelas por ano.

O "Hubble Deep Field", onde HDF850.1 está localizada, é uma região no céu que proporciona uma visão quase inigualável nos confins do espaço. Ele foi primeiramente estudado extensivamente usando o telescópio espacial Hubble. No entanto, observações com luz visível apenas revelam uma parte da imagem cósmica, e observações em diferentes comprimentos de onda foram exploradas. No final de 1990, os astrônomos usando o telescópio James Clerk Maxwell no Havaí pesquisaram a região usando a radiação submilimétrica. Este tipo de radiação, com comprimentos de onda entre alguns décimos de milímetro e um milímetro, é particularmente adequada para a detecção de nuvens frescas de gás e poeira.

Os pesquisadores foram pegos de surpresa quando perceberam que a HDF850.1 era a mais brilhante fonte de emissão submilimétrica neste campo, porém era completamente invisível nas observações do telescópio espacial Hubble!

A invisibilidade da galáxia não é um grande mistério. As estrelas são formadas de densas nuvens de gás e poeira. Estas nuvens densas são opacas à luz visível, escondendo a galáxia nesta região do espectro. A radiação submilimétrica passa através das densas nuvens de poeira, mostrando o seu interior. Mas, uma faixa muito estreita do espectro torna muito difícil determinar o redshift da galáxia.

Agora, a equipe conseguiu resolver o mistério. Aproveitando recentes atualizações para o interferômetro IRAM no Plateau de Bure, nos Alpes Franceses, que combina seis antenas de rádio que agem como um telescópio gigantesco milimétrico, foi possível identificar linhas espectrais necessárias para a determinação de distâncias precisas. "É a disponibilidade de instrumentos mais poderosos e sensíveis recentemente instalados no interferômetro IRAM, que nos permitiu detectar estas linhas fracas na HDF850.1 e, finalmente, encontrar o que tinha sido em vão durante os últimos 14 anos", explica Pierre Cox, diretor do IRAM.

O resultado é uma surpresa: a galáxia está a uma distância de 12,5 bilhões de anos-luz da Terra (redishit z ~ 5,2).

A combinação com as observações obtidas no National Science Foundation's Karl Jansky Very Large Array (VLA), em seguida, revelou que uma grande fração da massa da galáxia está na forma de moléculas, a matéria-prima para futuras estrelas. A fração é muito maior do que é encontrado nas galáxias do Universo local.

Uma vez que a distância é conhecida, foi possível mostrar que a galáxia faz parte do que parece ser uma forma primitiva de aglomerado de galáxias, um dos dois únicos grupos conhecidos até o momento.

Novos interferômetros mais poderosos que operam em comprimentos de onda milimétrica e submilimétrica, tais como: o NOEMA, a futura extensão do interferômetro do Plateau de Bure, e o ALMA, uma rede de antenas que está sendo construída por um consórcio internacional no deserto do Atacama, no Chile, irão cobrir estes comprimentos de onda em detalhes sem precedentes. Eles devem permitir determinações à distância e estudo mais detalhado de galáxias, invisíveis nos comprimentos de onda ópticos, que estavam ativamente formando estrelas no Universo primordial.

Fonte: Nature

Uma remanescente de supernova jovem

Na galáxia próxima conhecida como a Pequena Nuvem de Magalhães, uma massiva estrela que explodiu como uma supernova e começou a dissipar o seu interior por meio de espetaculares filamentos coloridos, é vista abaixo.

© Hubble (remanescente de supernova E0102)

A remanescente de supernova, conhecida como EO102, é na verdade a concha azul esverdeada de detritos localizada um pouco abaixo do centro da imagem acima feita pelo telescópio espacial Hubble. Essa delicada estrutura, brilhando em múltiplas tonalidades de púrpura e vermelho amarelada reside na parte superior direita da imagem.

Estimada como tendo somente 2.000 anos de existência, a E0102  é relativamente nova para as escala astronômicas e está apenas começando suas interações com o meio interestelar próximo. As jovens remanescentes de supernovas como a E0102 permitem aos astrônomos examinarem os materiais dos núcleos das estrelas massivas de forma direta. Isso nos dá uma ideia de como as estrelas se formaram, e do enriquecimento químico da região ao redor. Além disso, as jovens remanescentes de supernovas são consideradas uma grande ferramenta para que se possa entender cada vez melhor a física envolvida nas explosões de supernovas.

A Pequena Nuvem de Magalhães é uma galáxia anã próxima da nossa Via Láctea. Ela é visível no hemisfério sul da Terra na direção da constelação de Tucana e localiza-se a aproximadamente a 210.000 anos-luz de distância da Terra.

Fonte: NASA

Achado possível exoplaneta menor que a Terra

Um exoplaneta menor que a Terra foi detectado pelo telescópio espacial Spitzer da NASA.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de exoplaneta menor que a Terra)

O exoplaneta, denominado UCF-1.01, está a uma distância de 33 anos-luz e tem dois terços do tamanho das Terra. "Nós encontramos fortes evidências de um planeta muito pequeno, muito quente e muito próximo", diz Kevin Stevenson, da Universidade da Flórida Central.

Os exoplanetas giram em torno de estrelas além do nosso Sol, por isso, poucos menores do que a Terra foram encontrados até o momento. O Spitzer tem realizado estudos de trânsito em exoplanetas conhecidos, mas é primeira vez que o UCF-1.01 foi identificado com o telescópio.

O candidato a exoplaneta foi encontrado por acaso nas observações do Spitzer. Os pesquisadores estudavam outro exolplaneta que gira em torno da estrela anã GJ 436. Nos dados do telescópio, os astrônomos notaram mudanças constantes na quantidade de luz infravermelha emitida pela estrela, sugerindo que um outro planeta poderia estar bloqueando uma pequena fração dessa luz.

Essas observações permitiram identificar algumas propriedades do exoplaneta. O diâmetro do UCF-1.01 seria de 8.400 km, cerca de dois terços da Terra. Ele giraria em torno da estrela anã a cerca de sete vezes a distância entre a Terra e a Lua, e seu ano duraria apenas 1,4 dias terrestres. Dada a proximidade em relação à estrela - mais perto do que Mercúrio e o nosso Sol - o exoplaneta teria uma temperatura de mais de 600ºC na superfície. Se o UCF-1.01 teve uma atmosfera, ela provavelmente já evaporou. Joseph Harrington, co-autor da pesquisa, também da Universidade da Flórida Central, sugeriu que o calor poderia mesmo ter derretido a superfície do exoplaneta, que ficaria coberto de magma.

Além do UCF-1.01, os pesquisadores acreditam que possa haver um terceiro planeta, apelidado de UCF-1.02, orbitando a estrela GJ 436. Os supostos exoplanetas têm uma massa muito pequena para serem medidas, e a massa é uma das informações necessárias para confirmar uma descoberta, por isso, eles ainda são chamados cautelosamente de "candidatos".

Fonte: NASA

Descoberta antiga galáxia em forma de espiral

Um grupo de astrônomos descobriu por acaso uma galáxia em forma de espiral parecida com a nossa Via Láctea, mas única em sua espécie pela distância a que se encontra do planeta Terra.

© Joe Bergeron (ilustração da galáxia BX442)

"Foi realmente um acidente. Nosso grupo estava estudando as galáxias geradoras de estrelas dos primórdios do Universo, a 10,7 bilhões de anos-luz. E, de repente, surgiu a BX442, com sua estrutura em espiral", explicou Alice Shapley, da Universidade da Califórnia, Los Angeles.

Graças ao telescópio espacial Hubble, Alice Shapley e seus colegas descobriram a galáxia BX442, um achado considerado único devido a sua antiguidade, 3 bilhões de anos depois do Big Bang.

© Hubble/Keck (imagem da galáxia BX442 em cores falsas)

A peculiaridade da galáxia BX442 reside no fato da existência de outra galáxia anã junto a ela.

As duas estão tão próximas que a BX442 parece estar absorvendo a menor. A interação das forças de gravitação que unem os corpos é o elemento que dá à BX442 sua forma de espiral.

Fonte: Nature

O coração de um quasar brilhante

Uma equipe internacional de astrônomos observou o coração de um quasar distante com uma precisão sem precedentes.

© ESO (ilustração do quasar 3C 279)

As observações, obtidas ao ligar pela primeira vez o telescópio Atacama Pathfinder Experiment (APEX) com dois outros telescópios situados em continentes diferentes, são um passo crucial em direção ao objetivo científico do projeto “Telescópio de Horizonte de Eventos”: obter imagens de buracos negros de grande massa situados no centro da nossa própria Galáxia e de outras galáxias.

Os astrônomos ligaram o APEX, no Chile, com o Submillimeter Array (SMA), no Havaí, EUA e o Submillimeter Telescope (SMT), no Arizona, EUA. Deste modo, conseguiram fazer a observação direta mais precisa até hoje do centro de uma galáxia distante, o quasar brilhante 3C 279, que contém um buraco negro de elevada massa - cerca de um bilhão de vezes a do Sol - e encontra-se tão distante da Terra que a sua radiação demorou mais de 5 bilhões de anos para chegar até nós. O APEX é uma colaboração entre o Instituto Max Planck para a Rádio Astronomia (MPIfR), o Observatório Espacial Onsala (OSO) e o ESO. A operação do APEX está a cargo do ESO.

Os telescópios foram ligados usando a técnica conhecida como Interferometria de Linha de Base Muito Longa (VLBI, sigla do inglês Very Long Baseline Interferometry). Telescópios maiores obtêm observações mais precisas e a interferometria permite que vários telescópios trabalhem como um só, tão grande como a separação entre eles. Utilizando a técnica VLBI, conseguimos obter as observações mais precisas ao tornar a separação entre telescópios tão grande quanto possível. Para as observações do quasar, a equipe usou três telescópios para criar o interferômetro com distâncias intercontinentais de 9.447 km do Chile ao Havaí, 7.174 km do Chile ao Arizona e 4.627 km do Arizona ao Havaí. Ligar o APEX no Chile à rede foi crucial, já que este telescópio contribuiu com as maiores distâncias.

As observações foram feitas em ondas de rádio, em um comprimento de onda de 1,3 milímetros. Esta é a primeira vez que observações em um comprimento de onda tão curto foram feitas utilizando distâncias tão grandes. As observações atingiram uma precisão, ou resolução angular, de 28 microsegundos de arco - valor 8 bilhões de vezes menor que um grau angular. Com este valor é possível distinguir detalhes dois milhões de vezes mais precisos do que o conseguido pelo olho humano. As observações foram tão precisas que se observaram escalas menores que um ano-luz ao longo do quasar, o que é um feito extraordinário tendo em conta que o objeto que se encontra a vários bilhões de anos-luz de distância.

Estas observações representam um passo importante no sentido de obter imagens de buracos negros de elevada massa e das regiões que os rodeiam. No futuro pensa-se ligar entre si ainda mais telescópios, de modo a criar o chamado Telescópio de Horizonte de Eventos. Ele será capaz de obter imagens da sombra do buraco negro de elevada massa que se situa no centro da nossa Via Láctea, assim como de outros buracos negros situados em outras galáxias próximas. A sombra, uma região escura vista em contraste com um fundo mais brilhante, é causada pela curvatura da luz devido ao buraco negro e seria a primeira evidência observacional direta da existência do horizonte de eventos de um buraco negro, a fronteira a partir da qual nem mesmo a luz consegue escapar.

A experiência marca a primeira vez que o APEX fez parte de observações VLBI e é o ápice de três anos de trabalho árduo no local onde está instalado o APEX, a uma altitude de 5.000 metros, no planalto do Chajnantor nos Andes chilenos, onde a pressão atmosférica é apenas metade da pressão ao nível do mar. Para que o APEX estivesse pronto para o VLBI, cientistas da Alemanha e da Suécia instalaram novos sistemas digitais de aquisição de dados, um relógio atômico muito preciso e gravadores de dados pressurizados capazes de gravar 4 gigabits por segundo durante muitas horas sob condições ambientais muito adversas. Os dados - 4 terabytes para cada telescópio - foram enviados para a Alemanha em discos rígidos e processados no Instituto Max Planck para a Rádio Astronomia, em Bonn.

A bem sucedida contribuição do APEX é também importante por outra razão. O APEX partilha a sua localização e muitos aspectos da sua tecnologia com o novo telescópio Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). O ALMA encontra-se atualmente em construção e no final será uma rede de 54 antenas com 12 metros de diâmetro, como a antena do próprio APEX, mais 12 antenas menores com um diâmetro de 7 metros. A possibilidade de ligar o ALMA à rede está atualmente sendo estudada. Com a área coletora das antenas do ALMA, que tem aumentado cada vez mais, as observações poderiam atingir uma sensibilidade 10 vezes melhor do que a destes testes iniciais, o que colocaria a sombra do buraco negro de elevada massa da Via Láctea ao nosso alcance em futuras observações.

Fonte: ESO

Ilhas na fotosfera solar

Navegando num mar de plasma e ancoradas nos campos magnéticos, as manchas solares são ilhas escuras de tamanhos planetários localizadas na fotosfera solar, a superfície brilhante do Sol.

© NASA (ilustração da ejeção de massa coronal)

Elas são escuras pois elas são levemente mais frias do que a superfície ao redor. A imagem acima mostra em detalhe um grupo de manchas solares registrado em 11 de Julho de 2012. O campo de visão da imagem acima se espalha por aproximadamente 160.000 quilômetros. Esse grupo de manchas está localizado no centro da chamada região ativa AR1520, que atualmente cruza a face visível do Sol.

© Alan Friedman (região AR 1520)

De fato, uma flare solar de classe X 1.4 e uma ejeção de massa coronal entraram em erupção na AR1520 no dia 12 de Julho de 2012 lançando ao espaço parte da energia armazenada nos campos magnéticos dessa região. Como foi lançada em direção a Terra, espera-se que essa ejeção de massa coronal chegue hoje na Terra disparando tempestades geomagnéticas. Como resultado dessa interação auroras podem ocorrer durante o final de semana em alguns pontos da Terra e esse fenômeno pode-se juntar à conjunção de brilhantes planetas e da Lua crescente, que irá acontecer também durante o fim de semana.

© Cosmonovas (Lua, Júpiter, Vênus e Aldebaran)

Fonte: NASA

Galáxia M101 no século 21

Uma das últimas entradas do famoso catálogo de Charles Messier, a grande e bonita galáxia espiral M101 definitivamente não é uma das menos importantes.

© NASA/ESA (galáxia M101)

Com aproximadamente 170.000 anos-luz de diâmetro, essa galáxia é enorme, quase com o dobro do tamanho da Via Láctea. A M101 foi também uma das nebulosas espirais originais observadas por Lord Rosse através do grande telescópio do século 19, o Leviatã de Parsontown. Em contraste com o que foi observado no século 19, a imagem acima é a mais moderna já feita da galáxia M101. Essa é uma imagem feita com múltiplos comprimentos de onda obtidos pelos telescópios espaciais do século 21. Para compor a imagem foram usados os comprimentos de onda desde os raios X (alta energia) até o infravermelho (baixa energia). Podemos então observar na imagem acima em roxo os dados obtidos pelo observatório de raios X Chandra, em azul os dados capturados pelo GALEX (Galaxy Evolution Explorer), em amarelo os dados obtidos pelo telescópio espacial Hubble e em vermelho os dados obtidos pelo telescópio espacial Spitzer. Enquanto que os dados de raios X traçam a localização do gás aquecido a milhões de graus ao redor das estrelas explosivas, estrelas de nêutrons e sistemas binários de buracos negros da M101, os dados de energia mais baixa identificam as estrelas e a poeira que define os grandes braços espirais da M101. Também conhecida como a Galáxia do Cata-Vento, a M101 localiza-se na borda da constelação Ursa Maior, a aproximadamente 25 milhões de anos-luz de distância da Terra.

Fonte: NASA

Morte estelar provocada por buraco negro

A imagem abaixo é uma simulação que mostra o gás de uma estrela que está sendo arrancado por forças de maré à medida que ele cai em direção ao buraco negro.

© NASA (gás da estrela sendo arrancado pelo buraco negro)

Uma parte desse gás está sendo ejetado a altas velocidades no espaço.

Usando observações feitas com telescópios no espaço e em Terra, os astrônomos reuniram a evidência mais direta até o momento desse violento processo, ou seja, um buraco negro supermassivo corrompendo uma estrela localizada bem próxima. O projeto orbital Galaxy Evolution Explorer (GALEX) e o telescópio Pan-STARRS1 montado no cume do monte Haleakala no Havaí foram usados para ajudar a identificar o resquício estelar.

Uma flare na luz ultravioleta e na luz óptica revelou que o gás caindo no buraco negro é rico em hélio que foi expelido pelo sistema. Quando a estrela esta se partindo, parte do material colapsa em direção ao buraco negro enquanto o resto é ejetado em alta velocidade. A flare e as propriedades fornecem uma assinatura desse cenário e nos dá detalhes sem precedentes sobre essa verdadeira vítima estelar.

Para definir completamente a possibilidade de que um núcleo ativo está iluminando a galáxia, ao invés de ser uma estrela sendo corrompida, a equipe de pesquisadores usou o observatório de raios X Chandra da NASA para estudar o gás quente. O Chandra mostrou que as características do gás não se ajustam  a um núcleo ativo de galáxias.

A galáxia onde o buraco negro supermassivo está corrompendo a estrela é conhecida como PS1-10jh e está localizada a aproximadamente 2,7 bilhões de anos-luz da Terra. Os astrônomos estimam que o buraco negro supermassivo da galáxia PS1-10jh tenha uma massa de alguns milhões de sóis, tamanho esse comparável ao buraco negro supermassivo da nossa Via Láctea.

Fonte: NASA

Buraco negro ilumina galáxia!

Um buraco negro supermassivo é o principal suspeito por trás da aparência brilhante da galáxia 3C 305, localizada a cerca de 600 milhões de anos-luz de distância, na constelação Draco (Dragão).

© NASA (galáxia 3C 305)

Dados compostos do observatório de raios X Chandra e outros telescópios sugerem que o buraco negro pode estar interagindo com o gás interestelar e emitindo raios X. Ou, a radiação luminosa de regiões próximas ao buraco negro pode infundir energia para o gás que o faz brilhar.

As estruturas em vermelho e azul claro são imagens em raio X e no óptico do observatório Chandra e do telescópio espacial Hubble, respectivamente. Os dados de emissão óptica é apenas oxigênio e, portanto, toda a extensão da galáxia não é vista. Os dados em rádio são mostrados em azul mais escuro e são do Very Large Array do National Radio Astronomy Observatory (NRAO) no Novo México, bem como Multi-Element Radio-Linked Interferometer Network no Reino Unido.
Uma característica inesperada desta imagem em múltiplos comprimentos de onda da 3C 305 é que a emissão de rádio, produzida por um jato do buraco negro central, não se sobrepõem com os dados de raios X. A emissão de raios X, no entanto, parece estar associada com a emissão óptica.

Utilizando esta informação, astrônomos acreditam que a emissão de raios X pode ser causada por qualquer um de dois efeitos diferentes. Uma opção é que os jatos do buraco negro supermassivo (não visível nesta imagem) estão interagindo com o gás interestelar da galáxia e aquecendo-o o suficiente para que emitem raios X. Neste cenário, o gás aquecido por choques estaria à frente dos jatos. A outra possibilidade é que a radiação luminosa de regiões próximas ao buraco negro infunde energia suficiente ao gás interestelar para fazê-lo brilhar.

Fonte: NASA

Água da Terra veio do Cinturão de Asteroides

A ciência afirma que a água que veio parar na Terra foi formada nos confins do Sistema Solar, além de Netuno.

© NASA (nebulosa planetária)

Contudo, um estudo indica que a substância veio de uma região muito mais próxima, o Cinturão de Asteroides (entre Marte e Júpiter), através de meteoritos e asteroides o que contradiz algumas das principais teorias sobre a evolução do Sistema Solar.

Muitos cientistas acreditam que nosso planeta era quente demais nos seus primórdios para ter água e, portanto, a substância deve ter vindo de fora. Uma das hipóteses afirma que ela se formou na região transneptuniana (que fica além de Netuno, o último planeta conhecido do Sistema Solar) e depois se moveu para mais perto do Sol junto com cometas, meteoritos e asteroides. Contudo, é possível saber a distância em que as moléculas de água se formaram em relação ao Sol ao analisar os isótopos de hidrogênio presentes. Quanto mais longe da estrela, haverá menos radiação e, portanto, mais deutério.

O novo estudo comparou a presença de deutério no gelo trazido por condritos (um tipo de meteorito) e indicou que ela foi formada muito mais próxima de nós, no Cinturão de Asteroides. Esses meteoritos não contêm mais água, mas a substância fica registrada através de um tipo de mineral chamado de silicato hidratado, e é o hidrogênio presente nele que é investigado. Além disso, comparando com os isótopos de cometas, a pesquisa indica que esses corpos se formaram em regiões diferentes dos asteroides e meteoritos e, portanto, não atuaram na origem da água no nosso planeta.

"Dois modelos dinâmicos têm os cometas e os meteoritos condritos se formando na mesma região, e alguns destes objetos devem ter sido injetados na região em que a Terra se formava. Contudo, a composição da água de cometa é inconsistente com nossos dados de meteoritos condritos. O que realmente deixa apenas os asteroides como fonte da água na Terra", disse Conel Alexander, do Instituto Carnegie, líder do estudo.

Em 2011, a hipótese de que os cometas tiveram pouca importância na origem da água na Terra já estava com pouca força. Mas um estudo divulgado na revista Nature usou o telescópio Herschel, da ESA, para descobrir que a composição do cometa Hartley 2 tem uma quantidade de deutérios similar à encontrada no oceano. Foi o primeiro cometa com essa composição, já que outros seis analisados anteriormente tinham uma quantidade de deutério muito diferente dos mares da Terra.

Contudo, o novo estudo também refuta essa possibilidade. Segundo os pesquisadores, o cometa não traz apenas água, mas também outras substâncias (inclusive orgânicas) que contêm hidrogênio. E a quantidade de deutério presente nos cometas ainda fica acima daquela observada no nosso planeta, o que impede que esses corpos sejam considerados como uma importante fonte de água.

"A recente medição do cometa Hartley 2 tem uma composição isotópica de hidrogênio parecida com à da Terra, mas nós argumentamos que todo o cometa, incluindo a matéria orgânica, é provavelmente rica demais em deutério para ser uma fonte da água da Terra", diz Alexander.

Sobram duas possíveis fontes, que devem ter atuado juntas: rochas do Cinturão de Asteroides e gases (hidrogênio e o oxigênio) que existiam na nebulosa na qual o Sistema Solar se formou. O estudo foi conduzido por pesquisadores do Instituto Carnegie (EUA), Universidade da Cidade de Nova York, Museu de História Natural de Londres e da Universidade de Alberta, no Canadá.

Fonte: Science

Descoberta a quinta lua de Plutão

As agências espaciais europeia (ESA) e americana (NASA) divulgaram nesta quarta-feira a descoberta de uma nova lua em Plutão feita com o uso do telescópio Hubble.

© Hubble(Plutão e suas 5 luas)

A imagem feita pelo Hubble mostra a recém-descoberta lua P5, ao lado das já conhecidas Nix, Hidra (Hydra), Caronte (Charon) e P4, que orbitam o planeta anão Plutão (Pluto).

Segundo as agências, estima-se que ela tenha entre 10 e 25 km, formato irregular e uma órbita de aproximadamente de 95 mil km ao redor do planeta anão.

A maior lua de Plutão, Caronte, foi descoberta em 1978. Somente em 2006, o Hubble foi achar mais dois corpos ao redor do planeta anão, as luas Nix e Hidra. Em 2011, foi encontrado o quarto satélite natural, chamado por enquanto de P4. A nova lua é designada temporariamente como "S/2012 (134340) 1", ou apenas P5.

Mas por que Plutão, um corpo tão pequeno que nem é considerado planeta, tem tantos satélites naturais? Uma teoria afirma que isso seria resultado de um choque com outro objeto transneptuniano (aqueles que ficam além de Netuno, o último planeta do Sistema Solar). Os escombros dessa colisão teriam dado origem a P5 e suas "irmãs".

O time de astrônomos, liderados pelo Instituto SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence), utilizou nove conjuntos de imagens registrados pelo telescópio entre 26 de junho e 9 de julho deste ano.

A sonda New Horizons está a caminho de Plutão e deve fazer o primeiro sobrevoo em 2015; o resultado, espera a NASA, serão as primeiras imagens detalhadas já feitas do planeta anão e suas luas, que estão tão distantes que até mesmo o Hubble tem dificuldade em registrá-los.

Fonte: ESA e NASA

Encontradas galáxias escuras no Universo primordial

Foram encontradas pela primeira vez galáxias escuras, uma fase inicial da formação de galáxias prevista teoricamente mas que até agora nunca tinha sido observada.

© ESO (encontradas pela primeira vez galáxias escuras)

Estes objetos são essencialmente galáxias ricas em gás mas sem estrelas. Utilizando o Very Large Telescope do ESO, uma equipe internacional detectou estes objetos evasivos observando-os brilhando ao serem iluminados por um quasar.

As galáxias escuras são galáxias pequenas ricas em gás do Universo primordial, muito pouco eficazes em formar estrelas. São previstas pelas teorias de formação de galáxias e pensa-se que são os blocos constituintes das atuais galáxias brilhantes ricas em estrelas. Os astrônomos pensam que estes objetos devem ter alimentado as galáxias maiores com o gás que posteriormente deu origem às estrelas que existem atualmente.

Uma vez que são essencialmente desprovidas de estrelas, estas galáxias escuras não emitem muita radiação, o que as torna muito difíceis de detectar. Durante anos, os astrônomos tentaram desenvolver novas técnicas para confirmar a existência destas galáxias. Pequenos decréscimos em absorção nos espectros de fontes luminosas de fundo apontavam para a sua existência. No entanto, este novo estudo marca a primeira vez que estes objetos foram vistos diretamente.

"A nossa abordagem do problema de detectar uma galáxia escura foi simplesmente iluminá-la com uma luz brilhante", explica Simon Lilly (ETH Zurich, Suíça), co-autor do artigo científico que descreve o resultado. "Procuramos o brilho fluorescente do gás em galáxias escuras quando estas são iluminadas pela radiação ultravioleta de um quasar próximo muito brilhante. A radiação do quasar ilumina as galáxias escuras num processo semelhante ao das lâmpadas ultravioletas que iluminam as roupas brancas numa discoteca". A fluorescência é a emissão de radiação por uma substância iluminada por uma fonte luminosa. Na maioria dos casos, a radiação emitida tem um comprimento de onda maior que a da fonte luminosa. Por exemplo, as lâmpadas fluorescentes transformam radiação ultravioleta - invisível para nós - em radiação visível. A fluorescência ocorre naturalmente em alguns compostos, como rochas ou minerais, mas pode ser também adicionada intencionalmente, como no caso de detergentes que contêm químicos fluorescentes, no intuito de fazer com que as roupas brancas pareçam mais brilhantes sob luz normal.

A equipe tirou partido da grande área coletora e sensibilidade do Very Large Telescope (VLT) e de uma série de exposições muito longas, para detectar o brilho fluorescente extremamente tênue das galáxias escuras. A equipe utilizou o instrumento FORS2 para mapear a região do céu em torno do quasar brilhante HE 0109-3518, à procura da radiação ultravioleta que é emitida pelo hidrogênio gasoso quando sujeito a radiação intensa. Os quasares são galáxias distantes e muito brilhantes. Acredita-se que sua energia provém de buracos negros de elevada massa situados nos seus centros. O seu brilho torna-os faróis poderosos que podem ajudar a iluminar a região circundante, dando-nos pistas sobre a época em que as primeiras estrelas e galáxias se formavam a partir do gás primordial.

Devido à expansão do Universo, esta radiação é, na realidade, observada com uma tonalidade de violeta quando chega ao VLT. Esta emissão de hidrogênio é conhecida por radiação de Lyman-alfa e é produzida quando os elétrons nos átomos de hidrogênio descem do segundo para o primeiro nível de energia. É um tipo de luz ultravioleta. Uma vez que o Universo se encontra em expansão, o comprimento de onda da radiação dos objetos aumenta à medida que atravessa o espaço. Quanto mais longe viajar a radiação, mais o comprimento de onda é aumentado. Como o vermelho é o maior comprimento de onda que os nossos olhos podem ver, este processo é literalmente um desvio em comprimento de onda em direção à ponta vermelha do espectro - daí o nome "desvio para o vermelho". O quasar HE 0109-3518 situa-se a um desvio para o vermelho de z = 2,4 e a radiação ultravioleta das galáxias escuras é desviada para a região visível do espectro. Um filtro de banda estreita foi especialmente concebido para isolar o comprimento de onda específico para o qual a emissão fluorescente é desviada. O filtro está centrado a cerca de 414,5 nanômetros, de maneira a capturar a emissão de Lyman-alfa desviada para o vermelho de z = 2,4 (corresponde a uma tonalidade de violeta) e tem uma largura de banda de apenas 4 nanômetros.

"Depois de vários anos de tentativas para detectar a emissão fluorescente das galáxias escuras, os nossos resultados demonstram o potencial deste método para descobrir e estudar estes fascinantes objetos previamente invisíveis", diz Sebastiano Cantalupo (Universidade da Califórnia, Santa Cruz), autor principal do estudo.

A equipe detectou quase 100 objetos gasosos que se situam num raio de alguns milhões de anos-luz do quasar. Depois de uma análise detalhada com o intuito de excluir objetos nos quais a emissão possa ser oriunda de formação estelar interna nas galáxias, em vez da radiação do quasar, o número de objetos diminuiu para 12. São as identificações mais convincentes até hoje de galáxias escuras no Universo primordial.

Os astrônomos conseguiram determinar também algumas das propriedades das galáxias escuras. Estimam que a massa do gás nestes objetos seja de cerca de um bilhão de vezes a do Sol, típica de galáxias de pequena massa ricas em gás, existentes no Universo primordial. A equipe conseguiu também estimar que a eficiência da formação estelar é suprimida de um fator maior que 100 relativamente a galáxias típicas com formação estelar encontradas em fases semelhantes na história cósmica. A eficiência de formação estelar é calculada como a massa de estrelas recentemente formadas sobre a massa de gás disponível para formar estrelas. A equipe descobriu que estes objetos precisariam de mais de 100 bilhões de anos para converter todo o gás em estrelas. Este resultado está de acordo com estudos teóricos recentes que sugeriram que halos de pequena massa ricos em gás a elevados desvios para o vermelho podem ter uma eficiência de formação estelar muito baixa, como consequência do baixo conteúdo em metais.

"As nossas observações com o VLT mostram evidências da existência de nuvens escuras compactas e isoladas. Com este estudo demos um importante passo em frente no sentido de revelar e compreender as fases iniciais da formação de galáxias e de como as galáxias adquirem o seu gás", conclui Sebastiano Cantalupo.

O espectrógrafo de campo integral MUSE, que chegará ao VLT em 2013, será uma ferramenta extremamente poderosa no estudo destes objetos.

Este trabalho foi descrito no artigo científico "Detection of dark galaxies and circum-galactic filaments fluorescently illuminated by a quasar at z=2.4", por Cantalupo et al. que será publicado na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Casulo cósmico ao redor de uma supernova

Usando observações feitas com o observatório de raios X Chandra da NASA, os pesquisadores obtiveram a primeira evidência em raios X da onda de choque de uma supernova passando através de um casulo de gás ao redor de uma estrela que explodiu.

© Chandra/Hubble (galáxia UGC 5189A)

Essa descoberta pode ajudar os astrônomos a entenderem por que algumas supernovas são tão mais poderosas do que outras.

No dia 3 de Novembro de 2010, uma supernova foi descoberta na galáxia UGC 5189A, localizada a aproximadamente 160 milhões de anos-luz de distância. Usando dados do telescópio All Sky Automated Survey no Havaí, os astrônomos determinaram que a supernova explodiu no começo do mês de Outubro de 2010.

A imagem acima é uma composição de imagens da UGC 5189A que mostra os raios X do Chandra em roxo e os dados ópticos obtidos pelo telescópio espacial Hubble em vermelho, verde e azul.  A chamada SN 2010jl é a fonte bem brilhante de raios X perto do topo da galáxia.

Uma equipe de pesquisadores usou o Chandra para observar essa supernova no mês de Dezembro de 2010 e novamente em Outubro de 2011. A supernova foi uma das mais luminosas que já foram detectadas em raios X.

Na primeira observação do Chandra da SN 2010jl, os raios X  da onda gerada na explosão eram fortemente absorvidos por um casulo de gás denso situado ao redor da supernova. Esse casulo era formado por gás que foi soprado para longe pela estrela massiva antes dela explodir.

Na segunda observação feita quase que um ano depois, existia muito menos absorção da emissão de raios X, indicando que a onda da explosão teria passado pelo casulo ao redor. Os dados do Chandra mostraram que o gás emitindo os raios X tinha uma temperatura bem alta, maior que 100 milhões de graus Kelvin, forte evidência de que havia sido aquecido pela onda de choque da supernova.

Num raro exemplo de uma coincidência cósmica, a análise dos raios X de uma supernova mostrou que existia uma segunda fonte não correlacionada quase que na mesma localização da supernova. Essas duas fontes, se sobrepõem de maneira  marcante como é observado hoje. Essa segunda fonte provavelmente é uma fonte de raios X ultraluminosa, possivelmente contendo um buraco negro de massa estelar ou um buraco negro de massa intermediária.

Fonte: NASA

Uma bela imagem da Nebulosa Pata de Gato

O Observatório Europeu do Sul (ESO) divulgou nova imagem da Nebulosa Pata de Gato, ou NGC 6334.

© ESO (Nebulosa Pata de Gato)

A imagem foi obtida da combinação de observações do telescópio de 2,2 metros MPG/ESO com 60 horas de exposição em um telescópio amador, capturadas pelos astrônomos Robert Gendler e Ryan M. Hannahoe.

A forma distintiva da Nebulosa é revelada entre nuvens avermelhadas de gás brilhante no contraste com um céu escuro coberto de estrelas. A resolução existente das observações do telescópio MPG/ESO foi combinada com as informações de cor das observações dos astrônomos, tendo como resultado uma bela combinação de telescópios amadores e profissionais.

Localizada na direção do centro da Via Láctea, a 5.500 anos-luz da Terra, na constelação do Escorpião, a Nebulosa Pata de Gato estende-se ao longo de 50 anos-luz e é uma enorme maternidade estelar, local de nascimento de centenas de estrelas de grande massa.

Fonte: ESO

Buraco negro descontrolado na Via Láctea

A imagem abaixo mostra uma vista oblíqua da nossa galáxia, a Via Láctea.

© ESA (buraco negro arremessado através do plano da Via Láctea)

O sistema que contém o buraco negro GRO J1655-40 está cruzando o espaço a uma taxa de 400.000 quilômetros por hora (111,11 km/s) - 4 vezes mais rápido que a velocidade média das estrelas na vizinhança galáctica. A estrela amarela é o nosso Sol. O buraco negro foi formado no disco a uma distância superior a 3 kpc (kiloparsec = 9,25 x10¹⁶ km) do centro galáctico e deve ter sido ejetado para uma órbita excêntrica pela explosão de supernova da estrela progenitora. O momento linear e a energia cinética descontrolados deste buraco negro binário são comparáveis ​​aos de estrelas de nêutrons solitárias e pulsares de milisegundos. O GRO J1655-40 é o primeiro buraco negro que há evidências de um movimento de fuga transmitida por um impulso em uma explosão de supernova.

Para efeito de comparação, o Sol e outras estrelas próximas têm velocidades típicas da ordem de 20 km/s em relação à velocidade média de estrelas se movendo com a rotação do disco galáctico, que apoia a ideia de que o buraco negro se frmou a partir do colapso do núcleo de uma estrela massiva. Como o núcleo entrou em colapso, as suas camadas exteriores explodiu como uma supernova deixando o sistema remanescente movendo-se através da galáxia com uma velocidade anormalmente elevada.

Fonte: ESA

Estranha união de estrelas vermelhas binárias

Uma equipe de astrônomos usou o telescópio infravermelho United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT) no Havaí para descobrir quatro pares de estrelas que orbitam um ao outro em menos de 4 horas.

© J. Pinfield (estrelas vermelhas binárias)

Até agora pensava-se que este ínfimo período reduzido em estrelas binárias não poderia existir. As novas descobertas vêm da Wide Field Camera (WFCAM) Transit Survey do telescópio, e aparece no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Cerca de metade das estrelas na Via Láctea são, ao contrário do nosso Sol, parte de um sistema binário em que duas estrelas orbitam uma à outra. Muito provavelmente, as estrelas nestes sistemas se formaram juntas e orbitam em torno de si a partir de seus nascimentos. Sempre se pensou que se as estrelas binárias forem formadas muito próximas umas das outras, elas rapidamente se fundem em uma estrela única e maior. Isto estava em consonância com muitas observações colhidas ao longo das últimas três décadas que mostram a população abundante de binários estelares, mas nenhuma com períodos orbitais menores do que 5 horas.
Pela primeira vez, a equipe investigou binários de anãs vermelhas, estrelas até dez vezes menores e mil vezes menos luminosas que o Sol. Embora constituam o tipo mais comum de estrelas na Via Láctea, as anãs vermelhas apresentam obscuridade na luz visível.

Nos últimos cinco anos, o UKIRT tem acompanhado o brilho de centenas de milhares de estrelas, incluindo milhares de anãs vermelhas, em luz infravermelha, utilizando a câmera de campo amplo.

"Para nossa surpresa, encontramos várias anãs vermelhas binárias, com períodos orbitais significativamente menor que o de 5 horas para estrelas semelhantes ao Sol, algo que se pensava ser impossível", disse Bas Nefs do Observatório Leiden, na Holanda.

Como as estrelas diminuem de tamanho no início de sua vida, o fato de que esses binários muito apertados existam significa que suas órbitas também deve ter encolhido desde o seu nascimento, caso contrário, as estrelas teriam estado em contato logo no início e se fundiriam. No entanto, não está claro como essas órbitas poderiam ter diminuído acentuadamente. Uma possível resposta para esse enigma é que estrelas frias em sistemas binários são muito mais ativas e violentas do que se pensava anteriormente.

É possível que as linhas do campo magnético que saem das estrelas companheiras frias ficam distorcidas, gerando a atividade extra através do vento estelar, protuberâncias e manchas estelares. A atividade magnética poderosa poderia freiar estas estrelas que giram, fazendo com que elas se aproximem.

A natureza ativa dessas estrelas e seus aparentemente poderosos campos magnéticos tem profundas implicações para os ambientes em torno de anãs vermelhas em toda a nossa galáxia.

Fonte: Royal Astronomical Society

A cauda de maré de uma galáxia

A grande galáxia espiral NGC 3628 (na parte central esquerda), localizada a 30 milhões de anos-luz de distância, compartilha sua vizinhança no Universo local com duas outras galáxias espirais, num impressionante grupo conhecido como Tripleto de Leão.

© Thomas Davis (Tripleto de Leão)

Além da NGC 3628, fazem parte também da trinca de galáxias a M65 perto da borda central direita da imagem com a M66 um pouco acima e a esquerda. Mas talvez, o mais intrigante nessa região seja a espetacular cauda que se estica para cima e para a esquerda por aproximadamente 300.000 anos-luz desde o disco da NGC 3628. Conhecida como cauda de maré, a estrutura tem sido gerada pelas marés gravitacionais ocorridas durante um breve e violento encontro dessa galáxia com suas vizinhas. Quase nunca registrada com muito detalhe, a cauda é composta por jovens aglomerados estelares azulados e por regiões de formação de estrelas.

Fonte: NASA

Vários microblazares são observados

Astrônomos encontraram evidências de centenas de buracos negros em uma galáxia a milhões de anos-luz de distância.

© NRAO (galáxia ARP 220)

A descoberta, feita com uma rede mundial de radiotelescópios, dá aos cientistas uma nova maneira de descobrir como os buracos negros são criados. Esses objetos, conhecidos pelos astrônomos como microblazares, foram teoricamente previstos mais de uma década atrás.

Os astrônomos acreditam que os microblazares são versões reduzidas dos faróis cósmicos conhecidos como blazares. Em um blazar, um buraco negro supermassivo abastecendo-se do gás denso no centro de uma galáxia cria jatos potentes que podem ser observados da Terra, se forem dirigidos para nós.
Uma equipe liderada por astrônomos na Chalmers University of Technology e Onsala Space Observatory tem acompanhado os sinais de rádio a partir do núcleo da galáxia ARP 220, que está 250 milhões de anos-luz da Terra. Além de um número de supernovas, eles também descobriram algumas fontes que estavam à primeira vista difícil de entender.

Os cientistas acompanharam as três fontes de rádio peculiares por vários anos. Agora eles pensam que sabem o que está por trás dos sinais de rádio: jatos criados por buracos negros. Isto pode ser a emissão de rádio a partir de sistemas estelares binários em que uma estrela já explodiu e deixou para trás um buraco negro. O buraco negro absorve o gás de sua companheira, produzindo poderosos jatos que emitem ondas de rádio.

Os jatos de buracos negros são visíveis a esta distância, se forem apontando diretamente em nossa direção. Provavelmente existem muitos outros sistemas como este nesta galáxia, mas seus jatos apontam em outras direções.

A galáxia ARP 220 já é famoso por criar novas estrelas a um ritmo furioso. Uma pesquisa anterior pela mesma equipe também demonstrou que existem muitas explosões de supernovas na galáxia, até 250 vezes mais do que na Via Láctea. Os astrônomos acreditam que os buracos negros são criados quando estrelas com massas mais do que cerca de 20 vezes a do o Sol explodem.

Esta descoberta na ARP 220 colocará em breve essa idéia à prova. Apenas uma dúzia de buracos negros deste tipo são conhecidos na Via Láctea, e apenas alguns são conhecidos em outras galáxias.

A descoberta foi feita com uma rede de radiotelescópios ao redor do mundo, ligados entre si para criar imagens muito nítidas, usando a técnica de VLBI (Very Long Baseline Interferometry). Os radiotelescópios podem acompanhar os acontecimentos nos centros densos de galáxias que estão por trás de grossas camadas de poeira, invisíveis a outros telescópios. A fim de descobrir quais são as fontes de rádio na ARP 220 a equipe fez medições em comprimentos de onda de rádio diferentes durante um período de 17 anos.

"Este resultado só surgiu depois de muitos anos de observações cuidadosas e melhorias nas técnicas de VLBI", diz Philip Diamond, membro da equipe e chefe do CSIRO Astronomy and Space Science, na Austrália.

Fonte: Astronomy & Astrophysics

Uma família de nebulosas na Via Láctea

O telescópio WISE da NASA flagrou um ângulo diferente de uma família de nebulosas localizada na constelação de Órion, a mais visível do Hemisfério Norte nas noites de inverno.

© WISE (nebulosa da Chama)

Na imagem, a enorme nuvem espacial ganha uma versão atualizada a partir de dados infravermelhos coletados pelo WISE. Os objetos mais frios, como a poeira das nebulosas, aparecem nas cores verde e vermelha.

Os astrônomos estavam interessados em estudar as áreas mais brilhantes dessa região sem tanto brilho. Vista pela nova perspectiva, o campo espacial contém uma vasta nuvem de gás e poeira onde as estrelas nascem. No centro, podem ser vistas três nebulosas: da Chama, Cabeça de Cavalo e NGC 2023.

A Nebulosa da Chama é a mais brilhante da imagem, pois recebe em seu interior a iluminação de uma estrela que tem 20 vezes a massa do Sol e que só não é tão brilhante por causa da poeira ao redor, que a faz parecer 4 bilhões de vezes menor do que realmente é.

A NGC 2023 é o círculo brilhante menor, logo abaixo da Nebulosa da Chama. A terceira delas, Cabeça de Cavalo, fica fora da borda da nuvem, à direita da NGC 2023. Ela não aparece direito por causa da poeira e dos raios infravermelhos usados pelo WISE, mas em luz visível vira uma nuvem escura sobre gases brilhantes.

Duas estrelas do cinturão de Órion também podem ser vistas na foto: Alnitak ou Zeta Orionis, um astro triplo que fica a 736 anos-luz da Terra – aparece bem brilhante, de cor azul, à direita – e Alnilam ou Epsilon Orionis, uma supergigante azul que fica a 1.980 anos-luz daqui. Apesar de ela ter um raio duas vezes maior e uma luminosidade 275 mil vezes maior que o Sol, aparece com um brilho de pouca intensidade no canto à direita.

Outro objeto que chama a atenção na imagem é o arco vermelho. Ele rodeia a estrela Sigma Orionis, uma anã-azul logo abaixo de Aniltak, situada na "espada" que sai da cintura do caçador Órion, a 1.070 anos-luz de distância da Terra.

Esse arco se move a uma velocidade de 2.400 quilômetros por segundo. Os ventos criados pelo movimento colidem contra o gás e a poeira e produzem uma onda de choque, cuja energia aquece a região e a faz brilhar em luz infravermelha.

Fonte: NASA

Estrela semelhante ao Sol perde brilho

Uma estrela semelhante ao Sol sofreu um dramático escurecimento em um curto espaço de tempo, aponta estudo realizado pela Universidade da Califórnia, dos Estados Unidos.

© Lynette Cook (estrea emitindo radiação infravermelha)

Um disco de poeira em torno da estrela TYC 8241 2652, localizada a 456 anos-luz da Terra, foi visto pela primeira vez pelo IRAS (Infrared Astronomical Satellite) da NASA em 1983, e continuou com seu brilho intensamente por 25 anos.

O primeiro indício forte do desaparecimento do disco surgiu de imagens tiradas em janeiro de 2010 pelo WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA, que realiza um amplo levantamento de campo infravermelho. Uma imagem infravermelha obtida pelo telescópio Gemini, no Chile, em 1 de Maio de 2012, confirmou que a poeira já havia sido dispersada.

A pesquisa relata que a estrela TYC 8241 26521 perdeu em 30 vezes seu fluxo de radiação infravermelha em apenas dois anos e houve ainda um rápido desaparecimento dos restos de poeira em uma região equivalente ao nosso Sistema Solar.

© Lynette Cook (sistema após o desaparecimento da poeira)

Com os resultados, os cientistas sugerem que o sistema passou por um acontecimento dramático, mas afirmam que não existe atualmente nenhuma explicação ou modelo que detalhe tais observações.

Uma possibilidade é que o gás produzido no impacto que lançou o pó ajudou a arrastar rapidamente as partículas de poeira para dentro da estrela gerando sua condenação. Em outra possibilidade, colisões de grandes rochas que sobraram de um impacto inicial maior proporcionaram uma nova infusão de partículas de poeira no disco, fazendo com que os grãos de poeira rompessem em pedaços cada vez menores.

Fonte: Nature

O comportamento de estrelas recém-nascidas

O trabalho conjunto de telescópios revelou características do corportamento considerado agressivo de estrelas recém-nascidas.

© ESA (núcleo e disco de poeira e gás da estrela V1647 Ori)

Estas estrelas giram em alta velocidade e expelem plasma em alta temperatura, o que pode ajudar na compreensão de um dos mais fundamentais assuntos da astronomia, o nascimento de estrelas como o Sol.

As imagens foram registradas pelos telescópios Chandra da NASA, do XMM-Newton da ESA e Suzaku do Japão. Todos operam com tecnologia de identificação de raios X, o que permite monitorar variações nas intensidades desse tipo de emissões, mesmo que estejam enconbertas por nuvens de gás ou poeira cósmica, como ocorre no caso de estrelas jovens.

Estrelas recém-nascidas se formam com resíduos de poeira e gases, que se agrupam em torno do centro gravitacional formando um disco residual, criando assim uma protoestrela. Os componentes desse disco viajam em direção ao núcleo, no processo de expansão comum, mas uma pequena fração desses resíduos acaba sendo expelido em forma de jatos nas extremidades dos astros. Esses jatos são bastante variáveis e apontam a atividade energética nas regiões internas de cada estrela.

As equipes monitoraram a jovem estrela V1647 Ori, que está na nebulosa de McNeil, situada a cerca de 1,3 mil anos-luz da Terra. A observação dos telescópios teve duas etapas, uma que durou de 2003 a 2006 e outra que começou em 2008 e dura até agora. Nesses períodos, a estrela apresentou aumento de massa, temperatura e do nível de emissões de raios X.

"Acreditamos que a atividade magnétida na superfície estelar e em volta dela cria um plasma muito quente", diz o autor do estudo Kenji Hamaguchi. Esse comportamento se sustenta com a constante torção, quebra e reconexão dos campos magnéticos, que conectam o núcleo com o disco", explica.

Os astrônomos também identificaram uma variação singular de emissões, que se repetia regularmente, mas pelo período de apenas um dia. Para uma estrela do tamanho da V1647 Ori, isso significa que ela está girando o mais rápido que pode sem se despedaçar.

"Acreditamos que o plasma se localiza na superfície da estrela. O aumento e a diminuição do fluxo que identificamos é provavelmente o ponto brilhante que aparece e desaparece nas imagens que capturamos", completa o astrônomo japonês.

Ainda assim, as emissões analisadas desde 2004 sugerem que, apesar do comportamento caótico, a configuração de larga escala da estrela se mantém estável em relação à escala temporal. "As observações da V1647 Ori por esses três telescópios dão novas informações sobre o que pode estar acontecendo dentro dos discos nebulosos dessas estrelas em formação", disse Norbert Schartel, da ESA.

Fonte: ESA e Astrophysical Journal