Estrelas vivem mais com menos sódio

Os astrônomos esperam que as estrelas como o Sol percam a maior parte das suas atmosferas para o espaço no final das suas vidas.

© ESO (aglomerado globular NGC 6752)

No entanto, novas observações de um enorme aglomerado estelar, obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO, mostraram contra todas as expectativas que a maioria das estrelas estudadas simplesmente não chegam a esta fase de sua evolução. Uma equipe internacional descobriu que a quantidade de sódio presente nas estrelas permite prever de modo muito preciso como é que estes objetos terminarão as suas vidas.

O modo como as estrelas evoluem e terminam suas vidas foi durante muitos anos um processo considerado bem compreendido. Modelos computacionais detalhados prevêem que estrelas com massa semelhante à do Sol passem por uma fase no final das suas vidas, o chamado ramo assintótico das gigantes ou AGB (sigla do inglês para asymptotic giant branch). As estrelas AGB têm este nome estranho devido à posição que ocupam no diagrama de Hertzsprung-Russel, um gráfico que mostra o brilho das estrelas em função das suas cores. Nesta fase ocorre uma queima final de combustível nuclear, e grande parte da massa das estrelas é perdida na forma de gás e poeira.
Este material expelido é depois utilizado para formar uma nova geração de estrelas, sendo este ciclo de perda de massa e renascimento vital para explicar a evolução química do Universo. Durante um curto período de tempo, o material ejetado é iluminado pela intensa radiação ultravioleta que vem da estrela, formando uma nebulosa planetária, veja a seguir, por exemplo, a nebulosa planetária IC 1295.

© ESO (nebulosa planetária IC 1295)

Este processo fornece também o material necessário à formação de planetas, e contém ainda os ingredientes necessários à vida orgânica.
No entanto, o australiano Simon Campbell (Monash University Centre for Astrophysics, Melbourne, Austrália), especialista em teorias estelares, descobriu em artigos científicos antigos indícios importantes de que algumas estrelas poderiam de algum modo não seguir estas regras, pulando completamente a fase AGB. Simon explica melhor:
“Para um cientista de modelos estelares, estas hipóteses pareciam loucas! Todas as estrelas passam pela fase AGB, de acordo com os nossos modelos. Eu verifiquei e tornei a verificar todos os estudos antigos sobre o assunto, e acabei por concluir que este fato não tinha sido estudado com o rigor necessário. Por isso decidi eu mesmo investigar o assunto, apesar de ter pouca experiência observacional”.
Campbell e a sua equipe utilizaram o VLT do ESO para estudar com muito cuidado a radiação emitida pelas estrelas do aglomerado estelar globular NGC 6752, situado na constelação austral do Pavão. Esta enorme bola de estrelas antigas contém uma primeira geração de estrelas e uma segunda formada pouco tempo depois. Embora as estrelas num aglomerado globular se formem, mais ou menos, todas ao mesmo tempo, sabemos hoje que estes sistemas não são tão simples como se pensava anteriormente. Estes objetos contêm geralmente duas ou mais populações de estrelas com quantidades diferentes de elementos químicos leves, tais como carbono, nitrogênio e, crucial para este estudo, o sódio. As duas gerações conseguem distinguir-se pela quantidade de sódio que contêm, algo que pode ser medido graças à qualidade extremamente elevada dos dados do VLT.
“O FLAMES, o espectrógrafo multi-objeto de alta resolução montado no VLT, era o único instrumento capaz de obter dados de 130 estrelas ao mesmo tempo, e com a qualidade suficiente. Com este instrumento pudemos também observar uma grande parte do aglomerado globular de uma só vez”, acrescenta Campbell.
Os resultados revelaram-se surpreendentes. Todas as estrelas AGB do estudo eram da primeira geração, com níveis de sódio baixos, e nenhuma das estrelas da segunda geração, com níveis mais altos de sódio, tinha se tornado numa AGB. Um total de 70% das estrelas não estavam nesta fase final de queima nuclear com consequente perda de massa. Pensa-se que as estrelas que saltam a fase AGB, evoluirão diretamente para anãs brancas de hélio, arrefecendo gradualmente ao longo de muitos bilhões de anos. Não se pensa que o sódio seja por si só a causa deste comportamento diferente, no entanto deve estar fortemente ligado à sua causa - o que permanece um mistério.
“Parece que as estrelas precisam de uma “dieta” pobre em sódio para que possam atingir a fase AGB no final das suas vidas. Esta observação é importante por várias razões. Estas estrelas são as mais brilhantes nos aglomerados globulares, por isso haverá 70% menos destas estrelas tão brilhantes do que a teoria prevê. O que significa também que os nossos modelos estelares estão incompletos e devem ser corrigidos!”, conclui Campbell.
A equipe espera que sejam encontrados resultados semelhantes para outros aglomerados estelares e está planejando mais observações.

Fonte: ESO

A Nebulosa da Vassoura da Bruxa

Há dez mil anos atrás antes do surgimento da história humana registrada, uma nova luz teria repentinamente aparecido nos céus e apagado depois de algumas semanas.

© Martin Pugh (NGC 6960)

Hoje, nós sabemos que essa luz foi de uma supernova, ou de uma estrela que explodiu, e registrou a nuvem de detritos em expansão como a Nebulosa do Véu, uma remanescente de supernova. Essa imagem telescópica detalhada é centrada no segmento oeste da Nebulosa do Véu catalogado como NGC 6960, mas conhecido menos formalmente como a Nebulosa da Vassoura da Bruxa. Gerada por uma explosão cataclísmica, a onda de choque interestelar vagou pelo espaço varrendo e excitando o material interestelar que encontrava pelo caminho. Imageada com filtros de banda estreita, os filamentos brilhantes são como longas ondas em um lençol vistas quase que totalmente de lado, separando de forma espetacular o gás atômico de hidrogênio (vermelho) e oxigênio (azul esverdeado). A remanescente de supernova localiza-se a aproximadamente 1.400 anos-luz de distância na direção da constelação de Cygnus. Essa Vassoura de Bruxa na verdade se espalha por 35 anos-luz. A brilhante estrela no frame é a 52 Cygni, visível a olho nu num local escuro, mas que não está relacionada com a antiga remanescente de supernova.

Fonte: NASA

A Grande Nuvem de Magalhães

O navegador do século XVI Fernão de Magalhães e sua tripulação tiveram um certo tempo para estudar o céu do hemisfério sul da Terra, durante a primeira circum-navegação do nosso planeta.

© Lorenzo Comolli (Grande Nuvem de Magalhães)

Como resultado, dois objetos difusos parecidos com nuvens facilmente visíveis para os observadores do hemisfério sul são conhecidos como as Nuvens de Magalhães, agora entendidas como sendo galáxias satélites da nossa galáxia muito maior, a Via Láctea. Localizada a aproximadamente 160.000 anos-luz de distância na constelação de Dorado, a Grande Nuvem de Magalhães (LMC), é vista na imagem acima impressionantemente profunda, colorida e que pode ser vista totalmente anotada abaixo. Se espalhando por aproximadamente 15.000 anos-luz, ela é a galáxia satélite mais massiva da Via Láctea e é o lar da supernova mais próxima da Terra já descoberta na era moderna, a SN 1987A. A parte proeminente um pouco a esquerda do centro é a 30 Doradus, também conhecida como a magnífica Nebulosa da Tarântula, e é uma gigantesca região de formação de estrelas com aproximadamente 1.000 anos-luz de diâmetro.

Fonte: NASA

Medida distância com precisão de SS Cygni

Uma equipe de astrônomos determinou com uma exatidão sem precedentes a distância ao sistema binário SS Cygni.

© Bill Saxton/NRAO/AUI/NSF (ilustração do sistema SS Cygni)

A equipe de astrônomos utilizou o Very Long Baseline Array (VLBA) e o European VLBI Network (EVN), duas redes gigantes de radiotelescópios nos Estados Unidos, na Europa e Ásia, para determinar a distância ao sistema binário SS Cygni, um dos mais estudados no céu noturno, em 372 anos-luz.

O sistema binário SS Cygni, como o nome indica, fica localizado na constelação do Cisne e é constituído por uma anã branca e uma anã vermelha que orbitam um centro de gravidade comum em apenas 6,6 horas. A gravidade intensa da anã branca captura material da companheira anã vermelha, menos maciça. Este material forma um disco de acreção em torno da anã branca. Nesse disco, o material é acelerado, é sujeito ao atrito, e é aquecido a temperaturas muito elevadas até cair na superfície da anã branca. Com uma periodicidade (muito irregular) de aproximadamente 49 dias, o sistema tem erupções em que aumenta consideravelmente de brilho, passando da sua habitual magnitude 12-13 para um pico de magnitude 8 (100 vezes mais brilhante).

A explicação mais aceita para estas erupções tem a ver com a velocidade do material no disco da anã branca até cair na superfície da mesma. Quando o material é transferido com um ritmo elevado da anã vermelha para o disco, este mantem-se em rotação estável. Quando o ritmo de transferência baixa o disco torna-se instável e dá origem às erupções observadas. Nestas ocasiões o sistema emite também ondas de rádio provenientes de jatos de partículas que se formam nos polos do disco de acreção.

Este mecanismo explica de forma bastante satisfatória as características das novas anãs com a excepção, curiosamente, da SS Cygni, o protótipo da classe. De fato, observações realizadas com o telescópio espacial Hubble entre 1999 e 2004 permitiram calcular uma distância para SS Cygni na ordem dos 520 anos-luz. Esta distância faria SS Cygni a nova anã mais luminosa conhecida e a massa das componentes seria suficiente para manter o sistema sempre ao mais elevado ritmo de transferência, e portanto, sem erupções.

Para tentar esclarecer esta questão, e aproveitando o aspecto da estrela emitir ondas de rádio durante as erupções, astrônomos amadores da American Association of Variable Star Observers (AAVSO) que monitoram regularmente o brilho do sistema, determinaram o seu paralaxe geométrico com enorme precisão observando o sistema em ondas de rádio através dos interferômetros VLBA e EVN, aproveitando a sua resolução sub-segundo de arco e usando como pontos de referência para a determinação do paralaxe de radiogaláxias ou quasares a distâncias imensas. As observações decorreram entre 2010 e 2012, em diferentes épocas do ano, e a distância obtida, de 372 anos-luz, mostra que SS Cygni é afinal uma nova anã perfeitamente normal que se encaixa perfeitamente no cenário acima descrito como explicação para as erupções. O paralaxe obtido com o telescópio Hubble estava sujeito a muitos fatores de erro que agora se tornaram evidentes.

Fonte: Science

Fusão rara revela segredos de galáxias

O observatório espacial Herschel captou uma fusão incomum entre duas galáxias.

© ESA (fusão de galáxias massivas)

Tal façanha poderia resolver a incógnita de como as grandes galáxias passivas se formaram no Universo primordial.

As observações do Herschel permitem estabelecer que essas galáxias elípticas não se criam por uma fusão gravitacional de outras mais pequenas, como se acreditava anteriormente.

A razão é que foi observado o início da fusão entre duas galáxias em espiral, de características similares à Via Láctea, que poderia ter originado uma grande galáxia elíptica.

Essa fusão foi identificada inicialmente como uma única fonte e batizada como HXMM01. No entanto, um estudo mais detalhado revelou que se tratava de duas galáxias, cada uma com uma massa estelar equivalente a 100.000 vezes o Sol e com uma quantidade de gás de mesma ordem.

Este monstruoso sistema de galáxias em interação é a fábrica de estrelas mais eficiente jamais detectada no Universo primitivo, quando este tinha apenas 3 bilhões de anos.

O começo do encontro galáctico desencadeou uma frenética atividade de formação de estrelas, com um ritmo equivalente a 2.000 por ano, com as propriedades do Sol.

Esta fusão possibilitará aperfeiçoar os modelos atuais que descrevem a formação e evolução das galáxias. No entanto, o sistema terminará esgotando suas reservas de gás, detendo a produção e se convertendo em uma população envelhecida de estrelas vermelhas, frias e de baixa massa.

Calcula-se que a HXMM01 demorará 200 milhões de anos para transformar todo seu gás em estrelas, enquanto o processo de fusão demorará cerca de 1 bilhão de anos para se completar.

O resultado final será uma galáxia elíptica vermelha e morta, com cerca de 400 bilhões de massas solares.

Um artigo sobre o assunto foi publicado na revista Nature.

Fonte: ESA

O sucesso do Very Large Telescope do ESO

Com uma nova imagem de uma bonita maternidade estelar, o ESO celebra o 15º aniversário do Very Large Telescope (VLT), o instrumento óptico mais avançado do mundo.

© ESO/VLT (nebulosa IC 2944)

Esta imagem mostra densos nós de poeira destacados sobre o fundo rosa da nuvem de gás brilhante conhecida como IC 2944. Estes glóbulos opacos parecem pingos de tinta flutuando num coquetel de morango, com formas extravagantes esculpidas pela intensa radiação emitida pelas brilhantes estrelas jovens da vizinhança.

A primeira luz do primeiro dos quatro telescópios principais do VLT ocorreu em 25 de maio de 1998. Desde então os quatro pequenos telescópios auxiliares que fazem parte do Interferômetro do VLT (VLTI) juntaram-se aos quatro telescópios gigantes originais. Os grandes telescópios chamam-se Antu, Kueyen, Melipal e Yepun.

© ESO (Very Large Telescope Interferometer)

O VLT é uma das infraestruturas astronômicas terrestres mais poderosas e produtivas que existem. Em 2012 foram publicados mais de 600 artigos científicos com júri de leitura, baseados em dados obtidos com o VLT e o VLTI.
As nuvens de gás e poeira interestelares são as maternidades onde novas estrelas se formam e crescem. Esta nova imagem mostra uma delas, IC 2944, que nos aparece como o fundo brilhante cor de rosa. A nebulosa IC 2944 está associada ao brilhante aglomerado estelar IC 2948, sendo que ambos os nomes estão algumas vezes associados à região total. Muitas das estrelas brilhantes do aglomerado aparecem na imagem.

Esta é a imagem mais nítida já obtida para este objeto a partir do solo. A nuvem situa-se a cerca de 6.500 anos-luz de distância, na constelação do Centauro. Podemos encontrar nesta região do céu muitas outras nebulosas semelhantes, que são exaustivamente observadas pelos astrônomos no intuito de estudar os mecanismos que regem a formação estelar.
As nebulosas de emissão, como a IC 2944, são compostas essencialmente por hidrogênio gasoso, que brilha com um distinto tom avermelhado, devido à intensa radiação emitida por muitas estrelas brilhantes recém nascidas. Podemos observar de forma proeminente, sob o fundo brilhante, misteriosos nós escuros de poeira opaca, nuvens frias conhecidas por glóbulos de Bok. Os objetos foram baptizados em homenagem ao astrônomo holandês/americano Bart Bok que, nos anos 1940, foi o primeiro a pensar que nestes locais poderia ocorrer formação estelar. Estes, em particular, são chamados Glóbulos de Thackeray.   Estes glóbulos foram descobertos a partir da África do Sul pelo astrônomo inglês David Thackeray, em 1950.
Os glóbulos de Bok maiores, situados em regiões mais calmas, colapsam normalmente para formar novas estrelas, mas os da imagem encontram-se sob intenso bombardeamento proveniente da radiação ultravioleta emitida por estrelas quentes jovens próximas, estando por isso dilapidados e fragmentados, um pouco como pedaços de manteiga colocados numa frigideira quente. É muito provável que os Glóbulos de Thackeray sejam destruídos antes de conseguirem colapsar e formar estrelas.
Os glóbulos de Bok não são fáceis de estudar. Uma vez que são opacos à radiação visível, os astrônomos têm dificuldade em observar o seu funcionamento interno e por isso são necessárias outras ferramentas para revelar os seus segredos, denominadas observações no infravermelho ou no submilímetro, onde as nuvens de poeira, com uma temperatura de apenas alguns graus acima do zero absoluto, brilham. Estudos efetuados aos glóbulos de Thackeray nestes comprimentos de onda confirmaram, efetivamente, que não está ocorrendo formação estelar no seu interior.
Esta região do céu foi igualmente observada no passado pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA. Esta nova imagem obtida pelo instrumento FORS, montado no Very Large Telescope do ESO, no Observatório do Paranal, no norte do Chile, cobre uma região do céu maior que a coberta pelo Hubble, mostrando-nos por isso uma paisagem de formação estelar mais alargada.

Fonte: ESO

Descoberta estrela gêmea do Sol

Pesquisadores da Universidade Federal do Rio Grande do Norte anunciaram a descoberta da CoRot Sol 1, nome dado à estrela gêmea solar conhecida como a mais distante da Via Láctea, galáxia que abriga o Sistema Solar.

© UFRN (CoRoT Sol 1)

De acordo com os cientistas, a análise do astro ajuda a prever o futuro do Sol, além de dar aos astrônomos a oportunidade de testar as atuais teorias da evolução estelar e solar.

O líder da equipe de pesquisadores, José Dias do Nascimento, explica que a CoRoT Sol 1 é cerca de 2 bilhões de anos mais velho que o Sol, mas seu período de rotação é quase o mesmo. "É a única estrela com essas características que é mais velha do que o Sol", informa o astrônomo. A massa e composição química de ambas é semelhante, conforme o estudo desenvolvido na UFRN. No entanto, ao contrário das outras gêmeas solares, que são relativamente brilhantes, o brilho da CoRoT Sol 1 é 200 vezes mais fraco do que o do Sol.

O fato de a estrela gêmea estar em um estágio ligeiramente mais evoluído que o Sol será utilizado para análises sobre o futuro do Sistema Solar. "Em 2 bilhões de anos, na idade que o Sol terá a idade atual da gêmea solar CoRoT Sol 1, a radiação emitida pelo Sol deve aumentar e tornar a superfície da Terra tão quente que a água líquida não poderá mais existir em seu estado natural", comenta Nascimento. As informações analisadas pela equipe foram captadas por um satélite CoRoT, lançado em 2006 e operado do Havaí, nos Estados Unidos.

O astrônomo pondera que determinar a idade de uma estrela é, provavelmente, um dos aspectos mais difíceis da análise, porém espectros de alta qualidade podem ajudar a determinar as idades estelares. O grande espelho de 8,2 metros e a precisão do telescópio Subaru foram essenciais para tornar possível a realização do estudo dos espectros da estrela gêmea.

A equipe planeja usar o telescópio Subaru para continuar a investigação sobre novas estrelas similares ao Sol. "Nos últimos 30 anos, apenas cinco estrelas foram descobertas", informa José Dias do Nascimento. De acordo com o astrônomo, o satélite CoRoT forneceu a observação de 230 mil estrelas. Usando um método criado na própria UFRN, foram escolhidas as candidatas a gêmea.
"Sobraram 500 estrelas e, dessas, pedimos para observar 30. Analisamos quatro e duas se apresentaram muito parecidas com o Sol, com a diferença que em uma delas o espectro ficou excelente, muito parecido com o Sol. Isso tornou a descoberta ainda mais preciosa", detalha Nascimento, que continuará a busca por astros gêmeos. "Agora vamos atacar outras estrelas. Queremos achar a estrela gêmea dois, três e daí por diante".
O anúncio da estrela gêmea solar foi feito na última sexta-feira (17). A descoberta faz parte do artigo intitulado “"The Future of the Sun: An Evolved Solar Twin Revealed by CoRoT", que foi aceito para publicação e sairá em breve na revista Astrophysical Journal Letters.

A equipe de cientistas responsável pela descoberta é composta por José Dias do Nascimento, da UFRN, que lidera o grupo; Jefferson Soares Costa e Matthieu Castro, também da UFRN; Yochi Takeda, do Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ); Gustavo Porto de Mello, do Observatório do Valongo da Universidade Federal do Rio de Janeiro e Jorge Melendéz, da Universidade de São Paulo.

Fonte: Brazilian Space

Curso à distância de Astrofísica Geral

A popularização da ciência e a difusão do conhecimento científico são fatores fundamentais para a construção de uma sociedade justa e participativa.

© ESO (estrela R Sculptoris)

Uma sociedade justa é aquela em que todos tenham a possibilidade de interagir ativamente na discussão de temas ligados a ciência e à melhoria da qualidade de vida. Neste sentido, é errôneo pensar que as questões científicas só interessam a um círculo restrito de pesquisadores. Elas interessam a toda população, pois significam desenvolvimento do País. A compreensão da ciência se constitui em um elemento fundamental na construção da cultura de um povo, na medida em que atua na informação ao público sobre os grandes temas científicos e suas implicações.
A educação científica, que deve ser iniciada nos bancos escolares, também deve ser mantida acessível a todos os níveis da sociedade e a todo instante. Assim, o Observatório Nacional (ON) está disponibilizando mais um curso a distância de Astrofísica Geral e espera contribuir para a socialização do conhecimento científico, no esforço nacional de inclusão social.
Tratando-se de um curso em nível de divulgação científica, não é necessário qualquer conhecimento prévio para acompanhá-lo a distância, uma vez que ele está voltado para um público não especializado em ciências exatas.
Os cursos a distância, oferecidos pelo Observatório Nacional, são inteiramente grátis. Nenhuma taxa é cobrada aos participantes. O material produzido, disponibilizado no site, pode ser copiado (download) e impresso, desde que não seja publicado em outros meios.
O curso faz uma viagem pela história da ciência, pelo Universo e sua composição.

Cronograma do Curso:
Período de Inscrição : de 03 de Junho a 30 de Agosto de 2013
Período do Curso: de 15 de Julho a 29 de Novembro de 2013

Tópicos:
- História da Ciência: Astronomia
- A estrutura do átomo
- As forças fundamentais da natureza
- A radiação térmica
- O espectro eletromagnético
- Como observamos as estrelas
- Os espectros estelares e a classificação espectral de Harvard
- O que existe entre as estrelas
- O diagrama Hertzsprung-Russell
- As estrelas
- Nebulosas planetárias
- Supernovas
- Galáxias
- Galáxias Ativas
- Grupos, aglomerados e superaglomerados de galáxias

Fonte: ON

Nova galáxia vizinha da Via Láctea

Em anos recentes, astrônomos conseguiram estender suas observações até quase o limite do Universo observável.

© Katherine L. Rhode (galáxia Leo P)

Com o telescópio espacial Hubble, pesquisadores encontraram um punhado de galáxias tão distantes que as vemos como eram há aproximadamente 400 milhões de anos após o Big Bang.
Enquanto astrônomos observam as profundezas do Universo para explorar a fronteira cósmica, outros estão encontrando novos reinos em nosso quintal.
Esse é o caso de Leo P, uma galáxia anã que astrônomos acabaram de descobrir na vizinhança da Via Láctea. A uma distância de aproximadamente cinco ou seis milhões de anos-luz da Via Láctea, Leo P não é exatamente um vizinho próximo, mas nas imensas escalas do Universo, isso conta como vizinho de qualquer forma.
Intrigantemente, Leo P parece ser reservada, raramente interagindo com outras galáxias. Dessa forma a descoberta, detalhada em uma série de estudos publicados no The Astronomical Journal, oferece a astrônomos um raro vislumbre de um objeto cósmico intocado por encontros galácticos disruptivos. Isso também sugere a presença de outras galáxias pequenas que aguardam serem descobertas em nosso canto do Cosmo. 
Leo P é uma de algumas dúzias de galáxias locais que não se amontoam ao redor da Via Láctea ou de sua massiva irmã Andrômeda, que já foram extensivamente varridas em busca de galáxias companheiras em anos recentes. “Houve um aumento massivo no número dessas galáxias próximas” ao redor da Via Láctea e Andrômeda, declara o astrônomo Alan McConnachie, do Instituto Herzberg de Astrofísica, do Conselho Nacional de Pesquisa do Canadá, não envolvido na nova pesquisa. Muito poucas descobertas de galáxias anãs que ficam posicionadas no meio do nada. Essas solitárias galáxias anãs, como Leo P, são difíceis de identificar porque são tênus, distantes, e podem ser encontradas em qualquer parte do céu.
Em seu isolamento cósmico, a galáxia recém-descoberta parece ter levado uma vida relativamente serena, sem ser perturbada pelos puxões e torções provocados pelo arrasto gravitacional de uma galáxia maior. “Esse é um produto de um ambiente distante de grandes galáxias”, explica Riccardo Giovanelli da Cornell University, um dos astrônomos que descobriu Leo P. Ele e seus colegas encontraram a galáxia pela primeira vez como uma nuvem de gás hidrogênio com o radiotelescópio do Observatório Arecibo em Porto Rico, em seguida confirmaram a descoberta com telescópios óticos no Observatório Nacional Kitt Peak no Arizona, onde identificaram estrelas individuais dentro da galáxia.
Se comparada à Via Láctea, Leo P é muito pequena. Seu número de estrelas pode ficar nas centenas de milhares enquanto a Via Láctea tem centenas de bilhões. Mesmo assim, Leo P está ativa, produzindo novas estrelas; ela contém uma variedade de estrelas azuis brilhantes recém-formadas, além de uma região de gás ionizado que indica a presença de uma luminosa estrela jovem. Ela tem ainda um reservatório de gás e sua atual formação estelar é incomum para uma galáxia tão pequena. 
Por definição, galáxias anãs são muito sensíveis às variações que acontecem em seus arredores por serem pequenas. Podem sofrer perturbações, ter seu gás capturado. Assim, é provável que Leo P represente uma galáxia anã tranquila. De fato, o “P” no nome da galáxia significa “pristine” (“pura”). O resto se refere à localização da galáxia na constelação de Leão como vista da Terra.  
Grandes galáxias como a Via Láctea crescem ao puxar e canibalizar galáxias anãs que se aproximam demais, então o estudo de pequenas galáxias pode esclarecer como as gigantes do cosmos vieram a existir. “As pequenas e grandes galáxias têm uma espécie de história compartilhada ”, compara McConnachie. “Mas todas as anãs que vemos estão muito bagunçadas para nos dizer muito sobre as propriedades intrínsecas de galáxias pequenas”.  
A descoberta da intocada Leo P poderia ser uma espécie de feliz coincidência porque só se destacou  por sua intensa atividade de  formação estelar atual. “Se não houvesse nenhuma dessas jovens estrelas azuis brilhantes, e elas só tem milhões de anos de existência, não bilhões, seria muito mais difícil detectá-la”, observa a astrônoma Katherine Rhode, da Indiana University Bloomington, que conduziu as observações ópticas da galáxia.
Astrônomos podem em breve saber se outros objetos semelhantes estão por perto. Em um novo estudo publicado no The Astrophysical Journal, Giovanelli e dois colegas catalogaram 59 nuvens adicionais de gás que foram observadas durante a mesma pesquisa celeste que descobriu Leo P. Em futuras inspeções, algumas dessas nuvens também podem se tornar galáxias de pouca massa que são tênues o bastante para terem escapado à percepção.

Fonte: Scientific American

O aglomerado Arcos próximo de buraco negro

A imagem abaixo do observatório de raios X Chandra mostra um envelope de gás de 60 milhões de graus em torno de um jovem aglomerado de estrelas, o Arcos.

© ESO (aglomerado Arcos)

O Arcos é o aglomerado de estrelas mais compacto conhecido em nossa galáxia, que possui cerca de 150 jovens estrelas contidas dentro de um diâmetro de um ano-luz. Muitas dessas estrelas possuem 20 vezes a massa do Sol e duram apenas alguns milhões de anos. Durante este período, o gás evapora dessas estrelas na forma de ventos estelares intensos. O envelope de gás quente observado pelo Chandra (abaixo) é devido a colisões dos ventos de numerosas estrelas.

© NRAO (halo em rádio do aglomerado Arcos)

O aglomerado Arcos está localizado na direção da constelação de Sagitário a cerca de 25.000 anos-luz do planeta Terra e situa-se dentro de escassos 100 anos-luz do buraco negro supermassivo que se esconde no centro da Via Láctea.

Esta combinação de imagens em rádio, luz infravermelha e raios X ilustra um local galáctico bizarro deste aglomerado de estrelas. Mostrados em vermelho, emissão de rádio traça as estruturas filamentares arqueadas, perto do centro galáctico em torno da localização do aglomerado Arcos. Dentro da caixa de inserção ampliada da imagem infravermelha mostra algumas das estrelas individuais do aglomerado como fontes pontuais brilhantes. A emissão difusa no azul em torno das estrelas do aglomerado é uma imagem em raio X em cor falsa de uma nuvem que envolve o gás; foi a primeira vez que um halo de aglomerado de estrelas energético foi detectado.
Os dados do Chandra, como a emissão azul difusa, sobrepõe uma imagem infravermelha do telescópio espacial Hubble da mesma região, em que algumas das estrelas individuais no aglomerado pode ser visto como ponto de fontes semelhantes. Observações de rádio foram obtidos através do Very Large Array (VLA) de radiotelescópios.
Estudos do aglomerado Arcos pode ser utilizado para compreender melhor sobre os ambientes de explosões estelares em galáxias a milhões de anos-luz de distância, onde este fenômeno pode estar ocorrendo em uma escala muito maior.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Jatos acelerados de buraco negro supermassivo

A imagem abaixo composta de uma galáxia ilustra como a intensa gravidade de um buraco negro supermassivo pode ser aproveitada para gerar uma imensa potência.

© NASA (imagem composta de galáxia com buraco negro)

A imagem acima contém dados de raios X do observatório de raios X  Chandra da NASA (azul), a luz óptica obtida pelo telescópio espacial Hubble (dourado) e ondas de rádio do Very Large Array do NSF (rosa). Essa imagem em múltiplos comprimentos de onda mostra a 4C+29.30, uma galáxia localizada a aproximadamente 850 milhões de anos-luz da Terra. As emissões de rádio são provenientes de dois jatos de partículas que estão aceleradas a milhões de milhas por hora para longe de um buraco negro supermassivo localizado no centro da galáxia. A massa estimada do buraco negro é de aproximadamente 100 milhões de vezes a massa do Sol. A parte terminal dos jatos mostra áreas maiores das emissões de rádio localizadas fora da galáxia. Os dados de raios X mostram diferentes aspectos dessa galáxia, traçando o local onde está o gás quente. Os raios X brilhantes no centro da imagem marcam um reservatório de gás com temperatura na ordem de milhões de graus, ao redor do buraco negro. Parte desse material pode eventualmente ser consumida pelo buraco negro, e o gás magnetizado e em movimento de rotação perto do buraco negro poderia por sua vez, disparar mais emissões de jatos de rádio. A maior parte dos raios X de baixa energia da vizinhança do buraco negro é absorvida pelo gás e pela poeira, provavelmente na forma de uma gigantesco toróide (formato de rosca) ao redor do buraco negro. Esse toróide bloqueia toda a luz óptica produzida perto do buraco negro, assim os astrônomos se referem a esse tipo de fonte como um buraco negro escondido. A luz óptica vista na imagem vem das estrelas na galáxia.

Fonte: NASA

Flares de classe X no Sol

O Sol produziu a primeira flare do ano no dia 13 de maio.

© SDO (regiões ativas do Sol em ultravioleta)

Oscilando ao redor do limbo leste do Sol desde a segunda-feira, um grupo de manchas solares chamado de região ativa AR1748 tem produzido as primeiras quatro flares de classe X do ano de 2013 em menos de 48 horas.

© SDO (quatro flares de classe X)

Na sequência temporal acima, no sentido horário desde a parte superior esquerda, temos as quatro flares capturadas na luz ultravioleta do satélite Solar Dynamis Observatory (SDO). Ranqueadas de acordo com o seu pico de brilho em raios X, as flares de classe X são as mais poderosas e são frequentemente acompanhadas pelas chamadas ejeções de massa coronal, ou CMEs, massivas nuvens de plasma de alta energia lançadas ao espaço. Mas as CMEs das três primeiras flares não estavam direcionadas para a Terra, enquanto que aquela associada com a quarta flare pode mandar um pouco de sua energia em direção ao campo magnético da Terra, que deve chegar em 18 de maio de 2013. Causando perdas temporárias de sinal de rádio, a região AR1748 provavelmente não acabou. Novas flares podem ser produzidas gerando interferências eletromagnéticas, se a região ativa em rotação ficar do lado visível do Sol apontada diretamente para a Terra.

Fonte: NASA

A flamejante fita escondida de Órion

Uma nova imagem das nuvens cósmicas na constelação de Órion revela o que parece ser uma fita flamejante no céu.

© ESO/APEX (formação estelar na Nebulosa de Órion)

O brilho laranja representa a radiação tênue emitida pelos grãos de poeira fria interestelar, em comprimentos de onda longos demais para poderem ser vistos com o olho humano. Esta imagem foi obtida pelo Atacama Pathfinder Experiment (APEX), operado pelo ESO no Chile.

As nuvens de gás e poeira interestelar são a matéria prima a partir da qual as estrelas se formam. No entanto, estes minúsculos grãos de poeira bloqueiam a nossa visão, não nos permitindo observar além das nuvens - pelo menos nos comprimentos de onda ópticos - o que dificulta a observação dos processos de formação estelar.
Esta é a razão pela qual os astrônomos usam instrumentos que são capazes de “ver” em outros comprimentos de onda. Na região do submilímetro, em vez de bloquear a radiação, os grãos de poeira brilham devido às suas  temperaturas de algumas dezenas de graus acima do zero absoluto. Objetos mais quentes emitem a maior parte da sua radiação em comprimentos de onda mais curtos e objetos mais frios emitem a comprimentos de onda mais longos. Como exemplo, estrelas muito quentes (com temperaturas da ordem dos 20.000 graus Kelvin) aparecem azuis e estrelas mais frias (com temperaturas de cerca de 3.000 graus Kelvin) aparecem vermelhas. Uma nuvem de poeira com uma temperatura de apenas dez Kelvin tem o seu pico de emissão a comprimentos de onda muito mais longos - a cerca de 0,3 milímetros - na zona do espectro electromagnético para a qual o APEX é muito sensível. O telescópio APEX com a sua câmera LABOCA, trabalhando nos comprimentos de onda do submilímetro, situado a uma altitude de 5.000 metros acima do nível do mar, no planalto do Chajnantor, nos Andes chilenos, é a ferramenta ideal para este tipo de observação.
Esta imagem espetacular mostra apenas uma parte do complexo maior conhecido como a Nuvem Molecular de Órion, na constelação de Órion. Esta região, que apresenta uma mistura de nebulosas brilhantes, estrelas quentes jovens e nuvens de poeira fria, tem uma dimensão de centenas de anos-luz e situa-se a cerca de 1.350 anos-luz de distância da Terra. O brilho emitido pelas nuvens de poeira fria nos comprimentos de onda do submilímetro está marcado em laranja na imagem e encontra-se sobreposto a uma imagem da região obtida na luz visível mais familiar.
A enorme nuvem brilhante que se vê na imagem, em cima e à direita, é a bem conhecida Nebulosa de Órion, também chamada Messier 42. Pode ser vista a olho nu, aparecendo como a ligeiramente tremida “estrela” do meio na espada de Órion. A Nebulosa de Órion é a região mais brilhante de uma enorme maternidade estelar onde novas estrelas estão se formando, sendo também o local mais perto da Terra onde se formam estrelas de grande massa.
As nuvens de poeira formam bonitos filamentos, lençóis e bolhas, como resultado de processos que incluem colapso gravitacional e efeitos de ventos estelares. Estes ventos são correntes de gás ejetado pelas atmosferas estelares, e são suficientemente poderosos para esculpir as nuvens circundantes nas formas convolutas que aqui se podem observar.
Os astrônomos utilizaram estes e outros dados do APEX, assim como imagens do Observatório Espacial Herschel da ESA, para procurar protoestrelas na região de Órion - uma fase inicial da formação estelar. Até agora conseguiram identificar 15 objetos que são muito mais brilhantes nos comprimentos de onda longos do que nos curtos. Estes raros objetos recém descobertos estão provavelmente entre as protoestrelas mais jovens encontradas até agora, o que ajuda os astrônomos a aproximarem-se mais do momento em que uma estrela começa a se formar.

Fonte: ESO

Novo método para encontrar exoplanetas

Uma equipe de astrofísicos da Universidade de Tel Aviv e do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) anunciou a descoberta de um exoplaneta através da detecção do efeito de “beaming”, previsto pela teoria da relatividade restrita de Einstein.

© CfA (ilustração do sistema Kepler-76)

Uma estrela em repouso emite radiação para todas as direções do espaço com igual intensidade. No entanto, segundo a teoria da relatividade restrita de Einstein, uma estrela movendo-se a grande velocidade no espaço emite ligeiramente mais radiação no sentido em que se move. Este efeito é tanto maior quanto maior for a velocidade da estrela relativamente à velocidade da luz. Para um observador alinhado com a direção do movimento da estrela esta parecerá mais (menos) luminosa, se estiver se aproximando (afastando), do que se fosse observada em repouso.

Em 2003, os astrofísicos Avi Loeb (CfA) e Scott Gaudi (atualmente na Ohio State University) proposeram um método de detecção de exoplanetas baseado neste efeito. A ideia era simples: uma estrela com um exoplaneta suficientemente maciço e próximo poderia atingir uma velocidade orbital tão elevada, em torno do eixo de gravidade comum estrela-planeta, que o efeito de “beaming” poderia ser detectado. Se imaginarmos a curva de luz da estrela, brilho vs. tempo, a estrela pareceria ficar ligeiramente mais brilhante, periodicamente, correspondendo aos instantes em que a sua velocidade orbital teria a sua maior componente na nossa direção. O efeito simétrico também seria visível. Com a mesma periodicidade a estrela pareceria diminuir de brilho sempre que afastava de nós com velocidade orbital máxima. Este efeito é muito sútil e só detectável em estrelas para as quais temos curvas de luz com precisão excepcional, como é o caso das obtidas pelo telescópio Kepler, que atingem uma precisão de algumas partes por milhão.

Para detectar este efeito em estrelas na base de dados do Kepler, os astrofísicos Tsevi Mazeh e Simchon Faigler, da Universidade de Tel Aviv, desenvolveram um algoritmo designado de BEER (“relativistic BEaming, Ellipsoidal, and Reflection/emission modulations”). O BEER analisa cada uma das curvas de luz na base de dados e detecta automaticamente casos que exibam sinais de “beaming” e também de outros dois efeitos: variações de brilho na estrela devido ao fato de assumir a forma de um elipsóide, devido ao “puxão gravitacional” do planeta, e; variações de brilho provocadas por luz refletida pelo próprio planeta. Trata-se de uma análise computacionalmente muito complexa.

Munidos desta ferramenta, os cientistas israelitas identificaram uma estrela na base de dados do Kepler que parecia exibir este efeito. Para confirmar a existência do planeta, duas equipas, uma do CfA e outra da Universidade de Tel Aviv, utilizaram os espectrógrafos TRES (no Observatório Whipple, no Arizona) e SOPHIE (no Observatório de Haute-Provence, na França), para medir potenciais variações na velocidade radial da estrela hospedeira. As observações confirmaram a presença de um planeta maciço e uma análise posterior mais detalhada da curva de luz do Kepler permitiu detectar trânsitos do planeta quase tangenciais à estrela, que tinham passado despercebidos inicialmente, e que permitiram caracterizar melhor o sistema.

© CfA (trânsito tangencial do Kepler-76b)

O sistema, agora designado de Kepler-76 é formado por uma estrela anã de tipo espectral F (um pouco maior, mais luminosa e mais quente do que o Sol), situada a 2 mil anos-luz na direção da constelação do Cisne, e um Júpiter Quente 25% maior do que Júpiter e 2 vezes mais maciço. O planeta orbita a estrela hospedeira em apenas 1,5 dias. A proximidade do planeta à estrela faz com que este apresente sempre a mesma face para ela, tal como a Lua apresenta sempre a mesma face para a Terra. A temperatura de equilíbrio do planeta, como seria de esperar, é de 2.000 graus Celsius. As observações permitiram ainda apurar que o planeta tem ventos mais poderosos. Realmente, o ponto mais quente na atmosfera do planeta não é o mais próximo da estrela mas antes um ponto desviado em longitude cerca de 16 mil quilômetros. Isto só é possível se houver ventos fortíssimos nas camadas superiores da atmosfera do planeta que transportam de forma eficiente a radiação da estrela absorvida pela atmosfera. Um efeito semelhante foi observado apenas para um outro exoplaneta, o HD 189733b, mas utilizando observações no infravermelho realizadas com o telescópio espacial Spitzer.

Esta descoberta valida a detecção do efeito de “beaming” como mais uma técnica de descoberta de exoplanetas. Outras técnicas conhecidas são:a medição da velocidade radial e a observação de trânsitos, por exemplo.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Estrelas poluídas com detritos planetários

O telescópio espacial Hubble encontrou sinais de planetas parecidos com a Terra em um lugar improvável: a atmosfera de um par de estrelas que estão morrendo num aglomerado estelar próximo.

© STScI (região do aglomerado estelar Hyades)

As estrelas são anãs brancas que estão poluídas por detritos de objetos parecidos com asteroides que estão caindo em direção a elas. Essa descoberta sugere que planetas rochosos se formam em aglomerados, dizem os pesquisadores.

As estrelas residem a 150 anos-luz de distância da Terra no aglomerado estelar das Hyades, na constelação de Taurus, o Touro. O aglomerado é relativamente jovem, com somente 625 milhões de anos de existência.

Os astrônomos acreditam que todas as estrelas se formaram em aglomerados. Contudo a busca por planetas nesses aglomerados não trouxe resultado esperado; dos aproximadamente 800 exoplanetas conhecidos somente quatro são conhecidos orbitando estrelas em aglomerados. Essa escassez pode ser devido à natureza dos aglomerados de estrelas, que são jovens e ativos, produzindo labaredas estelares e outras explosões que podem tornar difícil o estudo delas em detalhe.

Um novo estudo liderado por Jay Farihi da Universidade de Cambridge, no Reino Unido, observou por sua vez estrelas moribundas em aglomerados atrás de planetas em formação.

As observações espectroscópicas do Hubble identificaram silício na atmosfera de duas anãs brancas, o silício é um dos principais ingredientes que constituem os planetas rochosos como a Terra e outros planetas terrestres no Sistema Solar. Esse silício pode ter vindo de asteroides que foram atraídos pela gravidade das anãs brancas quando eles passaram bem perto das estrelas. Os detritos rochosos provavelmente formaram um anel ao redor das estrelas mortas, colapsando o material em direção a elas.

Os detritos detectados circulando as anãs brancas sugerem que os planetas terrestres se formaram quando essas estrelas nasceram. Depois das estrelas terem se colapsado para formar anãs brancas, o gás restante de planetas gigantes pode ter unido gravitacionalmente os membros restantes de qualquer asteroide deixado para trás e colocado numa órbita ao redor da estrela.

“Nós identificamos evidências químicas dos blocos fundamentais dos planetas rochosos”, disse Farihi. “Quando essas estrelas nasceram, elas geraram planetas , e existe uma boa chance que elas atualmente retenham alguns deles. Os sinais dos detritos rochosos que nós estamos vendo são evidências disso, isso é no mínimo tão rochoso quanto os corpos terrestres primitivos no nosso Sistema Solar”.

Além de encontrar silício nas atmosfera das estrelas das Hyades, o Hubble também detectou baixos níveis de carbono. Esse é outro sinal da natureza rochosa dos detritos, já que os astrônomos sabem que os níveis de carbono devem ser bem baixo em material rochoso como a Terra. Encontrar essa assinatura química apagada necessitou o uso do poderoso Cosmic Origins Spectrograph (COS) do Hubble, já que as marcas do carbono podem se detetadas somente na luz ultravioleta, que não pode ser observada pelos telescópios baseados na Terra.

Por intermédio da razão silício-carbono identificada em exoplanetas é possível inferir que esse material é basicamente semelhante ao material da Terra

Esse novo estudo sugere que asteroides com menos de 160 quilômetros de diâmetro foram gravitacionalmente partidos pela intensa força de maré das anãs brancas, antes eventualmente de caírem em direção às estrelas mortas.

A equipe planeja analisar mais estrelas anãs brancas usando a mesma técnica para identificar não somente composição rochosa, mas também para analisar os corpos gerados. Com o poderoso espectrógrafo ultravioleta COS do Hubble e com os telescópios terrestres que estão para surgir com 30 e 40 metros de diâmetro, será possível obter mais dados desta história.

Fonte: ESA

Impressionante explosão de raios gama

Os raios gama registrados da explosão de uma estrela moribunda numa galáxia distante tem impressionado os astrônomos ao redor do mundo.

© Fermi (emissão de raios gama)

A erupção que é classificada como uma explosão de raios gama (GRB), que foi designada como GRB 130427A, produziu a luz de mais alta energia já detectada de um evento como esses.

“Nós esperamos por muito tempo por uma explosão de raios gama chocante e que pudesse literalmente brilhar a olhos vivos”, disse Julie McEnery, cientista do projeto para o Fermi Gamma Ray Space Telescope no Goddard Space Flught Center da NASA. “A GRB durou tanto tempo que um número recorde de telescópios em terra foram capazes de registrar a explosão enquanto as observações com telescópios espaciais ainda estavam em curso”.

Na madrugada do dia 27 de abril de 2013, o Gamma-ray Burst Monitor (GBM) do Fermi disparou em uma erupção de luz de alta energia na constelação de Leo, o Leão. A explosão ocorreu enquanto o satélite Swift da NASA estava passando entre alguns alvos o que atrasou a detecção do Burst Alert Telescope por menos de um minuto.

O Large Area Telescope do Fermi, ou LAT, registrou uma explosão de raios gama com uma energia de no mínimo 94 GeV (bilhões de elétrons volts), ou algo em torno de 35 bilhões de vezes mais energético que a luz visível, e em torno de três vezes maior do que o registro anterior feito pelo LAT. A emissão da explosão durou horas e permaneceu detectável pelo LAT por boa parte do dia, registrando assim um novo recorde como a emissão de raios gama mais longa já observada de uma GRB.

A explosão foi subsequentemente detectada em comprimentos de onda óptico, infravermelho e de rádio por observações feitas em terra, com base na posição rápida e precisa do Swift. Os astrônomos rapidamente perceberam que a GRB estava localizada a aproximadamente 3,6 bilhões de anos-luz de distância da Terra, o que é algo relativamente próximo para fenômenos desse tipo.

As explosões de raios gama são as explosões mais luminosas do Universo. Os astrônomos acreditam que a maioria delas ocorrem quando estrelas massivas esgotam seu combustível nuclear e colapsam devido ao seu próprio peso. Enquanto que o núcleo colapsa num buraco negro, jatos de material são atirados para fora em velocidades próximas à da luz.

Os jatos vagam por todo o caminho através da estrela em colapso e continuam no espaço onde eles interagem com o gás previamente derramado pela estrela gerando brilhos intensos que desaparecem com o tempo.

Se uma GRB é próxima o suficiente, os astrônomos normalmente descobrem uma supernova no mesmo local uma semana depois, aproximadamente.

“Essa GRB em questão está entre as cinco por cento das explosões mais próximas, ou seja, existe a grande possibilidade de se encontrar uma supernova emergindo dessa explosão, do mesmo modo que supernovas foram descobertas acompanhando explosões similares”, disse Neil Gehrels do Goddard e principal pesquisador do Swift.

Observações com telescópios terrestres estão monitorando a localização da GRB 130427A e esperam encontrar essa supernova em meados deste mês.

Fonte: NASA

Nuvem de gás quente ao redor de buraco negro

O observatório espacial Herschel da ESA fez as observações mais detalhadas até hoje de uma nuvem molecular de gás surpreendentemente quente que pode estar orbitando ou caindo em direção a um buraco negro supermassivo que se localiza no centro da Via Láctea.

© ESA (ilustração do centro galáctico)

Nosso buraco negro local está localizado na região conhecida como Sagittarius A* (Sgr A*) perto de uma fonte de rádio. Ele tem uma massa de aproximadamente quatro milhões de vezes a massa do Sol e localiza-se a aproximadamente 26.000 anos-luz de distância do Sistema Solar.

Mesmo a essa distância ele está algumas centenas de vezes mais perto de nós do que qualquer galáxia com um buraco negro ativo em seu centro, fazendo dele um laboratório ideal para se poder estudar o ambiente ao redor desses enigmáticos objetos.

Grandes quantidades de poeira localizam-se no plano da Via Láctea entre aqui e o centro, obscurecendo a nossa visão nos comprimentos de onda da luz visível. Mas nos comprimentos de onda do infravermelho distante, é possível espiar através da poeira, através do Herschel para estudar a turbulenta região interna da nossa galáxia em grande detalhe.

O Herschel detectou uma grande quantidade de moléculas simples no coração da Via Láctea, incluindo monóxido de carbono, vapor d’água e cianeto de hidrogênio. Analisando a assinatura dessas moléculas, os astrônomos foram capazes de pesquisar algumas das propriedades fundamentais do gás interestelar que circunda o buraco negro.

“O Herschel tem resolvido a emissão do infravermelho distante a uma distância de apenas 1 ano-luz do buraco negro, tornando possível pela primeira vez nesse comprimento de onda, separar a emissão devido à cavidade central daquela do disco molecular denso ao redor”, disse Javier Goicoechea, do Centro de Astrobiología, na Espanha, e principal autor do artigo que relata esses resultados.

A grande surpresa foi descobrir quão quente é o gás molecular localizado nas regiões mais internas da galáxia. No mínimo o gás tem uma temperatura por volta dos 1.000 graus Celsius, muito mais quente do que a temperatura das típicas nuvens interestelares que normalmente têm uma temperatura algumas dezenas de graus acima do zero absoluto, ou seja, acima dos -273 graus Celsius.

Enquanto que o calor é baixo para explicar a radiação ultravioleta emitida de um aglomerado de estrelas massivas que vivem muito perto do centro galáctico, ele não é suficiente para explicar por si só as altas temperaturas.

Em adição à radiação estelar, a equipe do Dr. Coicoechea formulou a hipótese que a emissão das fortes ondas de choque em um gás altamente magnetizado na região pode contribuir de forma significante para as altas temperaturas. Essas ondas de choque podem ser geradas nas colisões entre as nuvens de gás, ou no material fluindo às altas velocidades de estrelas e protoestrelas.

“As observações são também consistentes com os fluxos de gás quente acelerando em direção a Sgr A*, caindo em direção ao centro da Galáxia”, disse o Dr. Goicoechea. “O buraco negro da nossa galáxia pode estar cozinhando seu jantar bem em frente aos olhos do Herschel”.

Pouco antes do material cair no buraco negro, ele é aquecido e pode gerar raios X de alta energia, e explosões de raios gama. Enquanto que a SGR A* atualmente mostra pouco sinal dessa atividade isso poderia mudar em breve.

Usando observações do infravermelho próximo, outros astrônomos têm detectado uma nuvem de gás compacta e separada com apenas poucas vezes a massa da Terra espiralando em direção ao buraco negro. Localizada muito mais perto do buraco negro do que o reservatório de material estudado pelo Herschel em seu trabalho, ela pode finalmente ser engolida mais para o final desse ano.

Sondas incluindo o XMM-Newton da ESA e o Integral estarão esperando para registrar qualquer alta energia que possa ser emitida pelo buraco negro no momento em que ele estiver absorvendo a nuvem de gás.

“O centro da Via Láctea é um região complexa, mas com essas observações do Herschel, nós estamos dando um importante passo na direção de melhorar o nosso conhecimento sobre a vizinhança do buraco negro supermassivo, que ajudará e muito em melhorar a nossa imagem sobre a evolução da galáxia”, disse Göran Pilbratt, cientista de projeto do Herschel da ESA.

Fonte: ESA

Colossal nuvem de gás em colisão de galáxias

Cientistas usaram o Chandra para fazer um estudo detalhado de uma enorme nuvem de gás quente que está envelopando duas grandes galáxias em colisão.

© NASA (composiçao no óptico e raios X da galáxia NGC 6240)

Esse reservatório de gás contém massa equivalente a 10 bilhões de Sóis, se espalha por 300.000 anos-luz e irradia numa temperatura de mais de 7 milhões de Kelvin.

Essa gigante nuvem de gás, chamada de halo está localizada na NGC 6240, uma galáxia elíptica localizada na direção da constelação de Ophiuchus. Os astrônomos conhecem a muito tempo a NGC 6240 como um local de fusão de duas grandes galáxias espirais parecidas com a Via Láctea. Cada galáxia contém um buraco negro supermassivo em seu centro. Os buracos negros estão espiralando um em direção ao outro e podem eventualmente se fundirem formando um buraco negro ainda maior.

Outra consequência da colisão entre as galáxias é que o gás contido em cada uma delas está sendo arrancado de forma violenta. Isso causa uma verdadeira explosão no surgimento de novas estrelas que tem durado no mínimo 200 milhões de anos. Durante essa explosão de nascimento estelar, algumas das estrelas mais massivas aceleraram sua evolução e explodiram relativamente rápidas em supernovas.

Os cientistas desenvolveram com esse estudo argumentos de que essa rápida explosão de supernovas dispersou uma quantidade relativamente alta de importantes elementos como o oxigênio, o neônio, o magnésio e o silício no gás quente das galáxias recentemente combinadas. De acordo com os pesquisadores, os dados sugerem que esse gás enriquecido tem se expandido e se misturado com o gás mais frio que já estava ali.

Durante a explosão de novas estrelas, curtas explosões de formação estelar ocorreram. Por exemplo, a mais recente explosão de formação de estrelas durou cerca de cinco milhões de anos e ocorreu a aproximadamente 20 milhões de anos atrás. Contudo, os autores não acham que o gás quente tenha sido produzido apenas por essa curta explosão.

O que esperar de futuras observações do sistema NGC 6240? Muito, provavelmente as duas galáxias espirais irão formar uma jovem galáxia elíptica no decorrer dos próximos milhões de anos. Não é claro ainda, contudo, quanto do gás quente pode ser retido por essa galáxia que será criada, e quanto será perdido para o espaço. Apesar disso, a colisão fornecerá a oportunidade de se testemunhar uma versão relativamente próxima de um evento que foi muito comum quando o Universo era mais jovem quando as galáxias eram muito mais próximas e se fundiam com muito maior frequência.

Nessa nova imagem composta do sistema NGC 6240, os raios-X obtidos pelo Chandra, que revelam a nuvem de gás quente são coloridos em roxo. Esses dados foram combinados com dados ópticos obtidos pelo telescópio espacial Hubble, que mostra longas caudas de maré das galáxias em fusão, se estendendo para a direita e para a parte inferior da imagem.

Um artigo descrevendo esses novos resultados para o sistema NGC 6240 está na edição de Março de 2013 do The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Como as galáxias espirais formam seus braços

As galáxias espirais são algumas das mais belas e fotogênicas habitantes do Universo.

© SCII (simulação da formação dos braços das galáxias espirais)

A nossa própria galáxia, a Via Láctea, é uma galáxia espiral. O nosso Sistema Solar e a Terra, logicamente, reside em algum lugar perto de um desses braços filamentares. Aproximadamente 70% das galáxias mais próximas da Via Láctea são espirais.

Mas apesar de sua forma comum, como essas galáxias se formam e mantêm seus braços característicos ainda é um mistério desafiador na astrofísica. Como os braços das galáxias espirais surgem? Eles mudam ou vem e vão com o decorrer do tempo?

As respostas para essas e outras questões estão agora no foco já que pesquisadores obtiveram novas simulações computacionais para seguir os movimentos de 100 milhões de partículas estelares, enquanto que a gravidade e outras forças astrofísicas as esculpiam formando as formas galácticas familiares. Uma equipe de pesquisadores da Universidade de Wisconsin-Madison e do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics relatou as simulações que parecem ter resolvidas questões de longo data sobre a origem e a história de vida dos braços espirais destas galáxias.

“Nós mostramos pela primeira vez que os braços espirais estelares não são formas transientes como se pensava por décadas”, disse Elena D’Onghia, astrofísica da UW-Madison, que liderou a nova pesquisa juntamente com seus colegas Mark Vogelsberger e Lars Hernquist. “Os braços espirais são perpétuos, persistentes e surpreendentemente de vida longa” adicionou Vogelsberger.

A origem e o destino dos emblemáticos braços espirais nas galáxias de discos tem sido debatido pelos astrofísicos por décadas, com duas teorias predominante. Uma delas afirma que os braços aparecem e desaparecem ao longo do tempo. Uma segunda e mais vastamente aceita, afirma que o material que forma os braços, ou seja, estrelas, gás e poeira, é afetada pelas diferenças na gravidade e se aglomeram sustentando os braços por longos períodos.

Os novos resultados criam uma nova teoria entre as duas já existentes e sugere que os braços nascem primeiro como o resultado da influência de gigantescas nuvens moleculares, ou seja, regiões de formação de estrelas ou berçários comuns em galáxias. Introduzidas nessa situação, as nuvens agem como perturbadores e são suficientes para não somente iniciar a formação dos braços espirais mas para sustentá-las indefinitivamente.

“Nós descobrimos que elas estão formando braços espirais”, explica D’Onghia. “As teorias passadas afirmavam que os braços poderiam ir e vir com as perturbações removidas, mas nós vimos que (uma vez elas formadas) os braços se perpetuam, mesmo quando as perturbações são removidas. Ela prova que uma vez que os braços são gerados, através dessas nuvens, elas podem existir através da gravidade, mesmo em condições extremas quando as perturbações não estão mais presentes”.

O novo estudo modelou galáxias de discos sozinhas, que não são influenciadas por outra galáxia próxima ou outro objeto. Alguns estudos recentes têm explorado a probabilidade que as galáxias espirais com uma vizinha próxima (uma galáxia anã próxima, por exemplo) ganharam seus braços à medida que a gravidade da galáxia satélite puxa o disco da sua vizinha.

De acordo com Vogelsberger e Hernquist, as novas simulações podem ser usadas para reinterpretar os dados observacionais, procurando tanto por nuvens moleculares de alta densidade bem como buracos gravitacionais induzidos no espaço à medida que os mecanismos que guiam a formação das características dos braços das galáxias espirais.

A pesquisa da equipe foi publicada na edição de Março de 2013 no The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Uma região de formação estelar anárquica

O telescópio dinamarquês situado no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, captou uma imagem surpreendente da NGC 6559, um objeto que demonstra bem a anarquia que reina quando estrelas se formam dentro de uma nuvem interestelar.

© ESO (região de formação estelar NGC 6559)

A NGC 6559 é uma nuvem de gás e poeira situada a uma distância de cerca de 5.000 anos-luz da Terra, na constelação de Sagitário. Esta região brilhante é relativamente pequena, apenas com alguns anos-luz de dimensão, contrastando com os mais de cem anos-luz que é o tamanho da sua vizinha mais famosa, a Nebulosa da Lagoa (Messier 8).

© ESO (Nebulosa da Lagoa)

Embora seja muitas vezes negligenciada a favor da sua distinta companheira, é NGC 6559 que tem papel principal nesta nova imagem.
O gás presente nas nuvens da NGC 6559, principalmente hidrogênio, é a matéria prima da formação estelar. Quando a região no interior da nebulosa acumula matéria suficiente, acontece um colapso sob o efeito da sua própria gravidade. O centro da nuvem torna-se cada vez mais denso e quente, até que se inicia a fusão termonuclear e a estrela nasce. Os átomos de hidrogênio combinam-se para formar átomos de hélio, libertando energia neste processo e fazendo assim com que a estrela brilhe.
Estas estrelas brilhantes, jovens e quentes, que nascem a partir da nuvem, emitem radiação que é absorvida e re-emitida pelo hidrogênio gasoso que ainda se encontra presente na nebulosa circundando as estrelas recém nascidas. Estas estrelas jovens são geralmente do tipo espectral O e B, com temperaturas que variam entre os 10.000 e os 60.000 K, e que emitem enormes quantidades de radiação ultravioleta de alta energia, que ioniza os átomos de hidrogênio. E originando assim a região vermelha brilhante que podemos observar no centro da imagem. Este objeto é conhecido como uma nebulosa de emissão.
No entanto, a NGC 6559 não é apenas constituída por hidrogênio gasoso. Contém também partículas sólidas de poeira compostas por elementos pesados, tais como carbono, ferro ou silício. A mancha azulada próxima da nebulosa de emissão vermelha, mostra-nos a radiação emitida pelas estrelas recém formadas a ser dispersada, refletida em muitas direções diferentes, pelas partículas microscópicas presentes na nebulosa. Conhecida pelos astrônomos como uma nebulosa de reflexão, este tipo de objeto é muitas vezes azul, porque a dispersão é mais eficaz para os comprimentos de onda menores. A dispersão de Rayleigh, assim chamada em homenagem ao físico britânico Lord Rayleigh, acontece quando a radiação é dispersada por partículas de material que são muito menores do que o comprimento de onda da luz. É muito mais eficaz para os pequenos comprimentos de onda, ou seja, para os comprimentos de onda correspondentes à parte azul do espectro visível, o que resulta numa luz azul difusa. É exatamente o mesmo mecanismo que explica a cor azul do céu limpo durante o dia.
Em regiões muito densas, a poeira obscurece completamente a luz que está por trás, como é o caso das manchas e bandas sinuosas escuras e isoladas que se vêem na imagem em baixo, à esquerda e à direita. Para podermos ver o que se encontra por trás destas nuvens, é necessário observar a nebulosa em comprimentos de onda maiores, os quais não são absorvidos pela poeira.
A Via Láctea preenche o fundo da imagem com inúmeras estrelas amareladas, mais velhas. Algumas parecem tênues e avermelhadas devido à poeira existente na NGC 6559.
Esta imagem de formação estelar foi obtida pelo instrumento DFOSC (Danish Faint Object Spectrograph and Camera), montado no telescópio dinamarquês de 1,54 metros, em La Silla no Chile. Este telescópio opera em La Silla desde 1979. Tendo sido recentemente melhorado, é atualmente um telescópio de vanguarda operado remotamente.

Fonte: ESO