Planetas podem se rejuvenescer ao redor de estrelas mortas?

Depois de anos de envelhecimento, um planeta massivo poderia teoricamente brilhar radiante e jovem.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de um planeta rejuvenescido hipotético)

Planetas rejuvenescidos, como são chamados, são somente hipotéticos. Mas uma nova pesquisa feita com o telescópio Spitzer da NASA tem identificado um candidato, que parece ser bilhões de anos mais jovem do que sua idade verdadeira.

“Quando os planetas são jovens, eles ainda brilham com a luz infravermelha de sua formação”, disse Michael Jura da UCLA, coautor de um artigo que apresenta os resultados. “Mas, à medida que eles se tornam mais velhos e mais frios, você não pode mais vê-los. Planetas rejuvenescidos seriam visíveis novamente”.

Como um planeta pode recuperar a essência da sua juventude?

Anos atrás, os astrônomos previram que alguns planetas massivos parecidos com Júpiter poderiam acumular massa de suas estrelas moribundas. À medida que estrelas como o Sol envelhecem, elas se tornam gigantes vermelhas e então gradativamente perdem cerca de metade ou mais de sua massa, encolhendo em esqueletos de estrelas, chamadas de anãs brancas. As estrelas moribundas, sopram ventos de material que poderiam cair nos planetas gigantes que podem estar orbitando as partes mais externas do sistema estelar.

Assim, um planeta gigante poderia ganhar massa, e aquecer devido ao atrito do material em queda. Esse planeta mais velho, que esfriou por bilhões de anos, novamente irradiaria seu calor num brilho infravermelho.

O novo estudo descreve uma estrela morta, ou anã branca, chamada PG 0010+280. Um estudante de graduação no projeto, Blake Pantoja, então na Universidade da Califórnia em Los Angeles (UCLA), descobriu a luz infravermelha inesperada ao redor dessa estrela, enquanto vasculhava os dados do satélite Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) da NASA. Pesquisas seguintes os levaram para observações feitas pelo Spitzer da estrela em 2006, que também mostraram o excesso da luz infravermelha.

Num primeiro momento, a equipe pensou que a luz infravermelha extra provavelmente vinha de um disco de material ao redor da anã branca. Na última década, mais e mais discos ao redor dessas estrelas mortas foram descobertos, em torno de 40 até agora. Acredita-se que os discos tenham se formado quando asteroides passaram muito perto da anã branca, se rompendo devido à intensa força gravitacional da estrela.

Outras evidências para as anãs brancas provocando rupturas em asteroides, veem de observações de elementos nas anãs brancas. Anãs brancas deveriam conter somente hidrogênio e hélio em suas atmosferas, mas foram encontraram sinais de elementos mais pesados, tais como oxigênio, magnésio, sílica e ferro, em cerca de 100 sistemas até o momento. Acredita-se que os elementos vieram dos asteroides, que quando rompidos poluíram a atmosfera das anãs brancas.

Mas os dados do Spitzer para a anã branca PG 0010+280, não se ajustam bem com os modelos de discos de asteroides, levando a equipe a olhar outras possibilidades. Talvez, a luz infravermelha vinda de uma estrela companheira menor, uma anã marrom, ou mais intrigante ainda, de um planeta rejuvenescido.

“Eu achei a parte mais interessante dessa pesquisa é que essa radiação infravermelha em excesso poderia potencialmente vir de um planeta gigante, apesar de precisarmos de mais pesquisa para provar isso”, disse Siyi Xu da UCLA e do ESO na Alemanha. “Se confirmado, isso poderia nos dizer diretamente que alguns planetas poderiam sobreviver ao estágio de gigante vermelha das estrelas e estar presentes ao redor de anãs brancas”.

No futuro, o Telescópio Espacial James Webb da NASA poderá possivelmente ajudar a distinguir entre o brilho do disco ou o brilho de um planeta ao redor de uma estrela morta, resolvendo assim o mistério. Mas, por enquanto, da mesma forma que a pesquisa para a fonte de juventude humana, a pesquisa por planetas rejuvenescidos persiste.

Um artigo foi publicado no periódico Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Buraco negro monstruoso acorda após 26 anos

Astrônomos usando uma frota de telescópios orbitais, incluindo o Integral da ESA, o Swift da NASA, e o telescópio MAXI do Japão, estão observando uma forte explosão de raios gama e de raios X produzidos por um buraco negro de pouca massa localizado no sistema binário conhecido como V404 Cygni.

© ESA/ATG medialab (ilustração de um buraco negro com uma companheira estelar)

O sistema V404 Cygni, localiza-se na constelação de Cygnus, a uma distância aproximada de 8.000 anos-luz da Terra. Ele é um sistema binário composto de um buraco negro e uma estrela, ambos orbitando entre si.

Nesse tipo de sistema binário, o material flui da estrela em direção ao buraco negro e se aglomera num disco, onde ele esquenta e brilha intensamente na luz óptica, no ultravioleta e nos comprimentos de ondas de raios X, antes de espiralar e cair no buraco negro propriamente dito.

O V404 Cygni chamou a atenção pela primeira vez durante uma explosão de nova ocorrida a mais de 70 anos atrás em 1938.

O sistema também produziu uma erupção em 1989, que foi descoberta pelo satélite de raios X japonês GINGA e pelos instrumentos de alta energia a bordo da estação espacial MIR.

A explosão de 1989 (Nova Cygni 1989) foi crucial no estudo dos buracos negros. Até então, os astrônomos conheciam somente poucos objetos que eles pensavam poderiam ser buracos negros, e o V404 Cygni foi um dos candidatos mais convincentes.

No dia 15 de Junho de 2015, os primeiros sinais de uma atividade renovada nesses sistema foram registrados pelo satélite Swift da NASA, detectando uma súbita explosão de raios gama, e então disparando as observações feitas com os telescópios de raios X. Pouco depois, o japonês MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image) observou um emissão de raios X da mesma parte do céu.

Como parte do esforço mundial, o observatório de raios gama INTEGRAL começou a monitorar a explosão do burado negro no dia 17 de Junho de 2015.

“O comportamento dessa fonte é extraordinário no momento, com repetidos flashes brilhantes de luz numa escala de tempo muito curta de uma hora, algo raramente visto em outros sistemas de buracos negros. Nesse momento, esse se torna o objeto mais brilhante do céu em raios X, mais de 50 vezes mais brilhante do que a Nebulosa do Caranguejo, normalmente uma das fontes mais brilhantes nas altas energias no céu”, disse o Dr. Erik Kuulkers da ESA, cientista da missão INTEGRAL.

© INTEGRAL (curva de luz da V404 Cygni)

A imagem acima mostra a curva de luz da V404 Cygni, comparando a sua intensidade atualmente com a Nebulosa do Caranguejo.

Desde a primeira explosão registrada em 15 de Junho de 2015, o sistema permaneceu muito ativo, deixando os cientistas muito ocupados.

Existem poucos sistemas binários de buracos negros para os quais os dados tenham sido coletados simultaneamente em muitos comprimentos de onda, e a explosão atual do V404 Cygni oferece uma rara chance de integrar mais observações desse tipo.

Nas últimas semanas, algumas equipes de astrônomos ao redor do mundo publicaram mais de 20 Astronomical Telegrams e outras comunicações oficiais, compartilhando o progresso das observações nos diferentes comprimentos de onda.

“Agora que esse extremo objeto acordou novamente, nós estamos todos famintos para aprender mais sobre o motor que gera as explosões que nós estamos observando”, disse o Dr. Carlo Ferrigno, do Integral Science Data Center na Universidade de Genebra na Suíça.

“A comunidade não poderia estar mais feliz: muitos de nós não éramos astrônomos profissionais, no momento da primeira atividade, e os instrumentos e instalações disponível na época não podem ser comparadas com a frota de telescópios espaciais e a vasta rede de observatórios em terra que nós podemos usar hoje. Essa é definitivamente uma oportunidade que acontece uma vez na vida de um profissional”, disse o Dr. Kuulkers.

“As observações, em breve se tornarão disponíveis para o público, de modo que os astrônomos em todo mundo poderão explorá-las para aprender mais e mais sobre esse objeto único”, disse o Dr. Peter Kretschmar da ESA, um gerente para a missão INTEGRAL.

Fonte: ESA

Um planeta com cauda gasosa parecida de um cometa

Astrônomos usando o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA descobriram uma imensa nuvem de hidrogênio dispersada por um planeta quente do tamanho de Netuno em órbita de uma estrela próxima. A enorme cauda gasosa do planeta tem cerca de 50 vezes o tamanho da estrela progenitora.

© NASA/ESA/STScI/G. Bacon (ilustração de enorme nuvem em forma de cometa)

Um fenômeno assim tão grande nunca tinha sido observado antes ao redor de um exoplaneta deste tamanho; já foram observados fenômenos parecidos mas em exoplanetas mais massivos. Pode proporcionar pistas de como as super-Terras, versões quentes e gigantes da Terra, nascem em torno de outras estrelas.

"Esta nuvem de hidrogênio é espetacular!" afirma David Ehrenreich do Observatório da Universidade de Genebra, na Suíça, autor principal do estudo. "Embora a taxa de evaporação não ameace, por agora, o planeta, nós sabemos que a estrela, uma tênue anã vermelha, já foi mais ativa no passado. Isto significa que a atmosfera do planeta evaporou-se mais depressa durante o primeiro bilhão de anos da sua existência. No geral, estima-se que pode ter perdido até 10% da sua atmosfera."

O planeta, chamado Gliese 436b, é considerado um "Netuno quente" porque é parecido em tamanho com Netuno, mas está muito mais perto da sua estrela Gliese 436 do que Netuno está do Sol. Embora, neste caso, o planeta não esteja em perigo de perder completamente a sua atmosfera, deixando apenas um núcleo sólido e rochoso, este comportamento pode explicar a existência das super-Terras quentes, que orbitam muito perto das suas estrelas e são normalmente mais massivas que a Terra, embora mais pequenas que as dezassete massas terrestres de Netuno.

As super-Terras quentes podem ser os núcleos remanescentes de planetas mais massivos que perderam completamente as suas atmosferas espessas, devido ao mesmo gênero de evaporação que o Hubble observou ao redor de Gliese 436b.

Considerando que a atmosfera da Terra bloqueia a maior parte da luz ultravioleta, os astrônomos precisaram de um telescópio espacial com a capacidade ultravioleta e precisão requintada do Hubble a fim de observar a nuvem. "Não teríamos sido capazes de a observar em comprimentos de onda visíveis," explica Ehrenreich. "Mas quando apontamos o olho ultravioleta do Hubble para este sistema, dá-se uma verdadeira transformação, o planeta altera-se para uma coisa monstruosa."

Ehrenreich e a sua equipe sugerem que a enorme nuvem de gás pode existir em torno deste planeta porque a nuvem não é rapidamente aquecida e varrida pela radiação da estrela anã vermelha, que é relativamente fria. Isto permite com que a nuvem fique por mais tempo.

Este gênero de evaporação pode também ter acontecido no passado do nosso Sistema Solar, quando a Terra tinha uma atmosfera rica em hidrogênio que se dissipou. Também é possível que aconteça novamente no final da vida do nosso planeta, quando o Sol inchar para se tornar numa gigante vermelha e ferver a nossa atmosfera restante, antes de engolir completamente o nosso planeta.

Gliese 436b reside muito próximo de Gliese 436, apenas a cerca de 4 milhões de quilômetros de distância, e completa uma órbita em mais ou menos 2,6 dias terrestres. Este planeta tem, pelo menos, 6 bilhões de anos, mas suspeita-se que possa ser mais velho. Com aproximadamente o tamanho de Netuno, tem uma massa que corresponde a mais ou menos 23 Terras. E a apenas 30 anos-luz da Terra, é um dos exoplanetas mais próximos que se conhecem.

"A descoberta da nuvem ao redor de Gliese 436b pode mudar completamente o jogo da caracterização das atmosferas de toda a população de Netunos e super-Terras em observações ultravioletas," comenta Vincent Bourrier, também do Observatório de Genebra na Suíça. Nos próximos anos, Bourrier espera que os astrônomos encontrem milhares de planetas deste gênero.

Os resultados foram publicados na edição desta semana da revista Nature.

Fonte: Observatoire Astronomique de l'Université de Genève

Campos magnéticos fornece pistas dos processos de formação de galáxias

Astrônomos realizaram um estudo detalhado de galáxias vizinhas utilizando vários telescópios, e descobriram um campo magnético envolvendo o principal braço espiral de uma galáxia.

© R. Beck/U. Klein/T.A. Rector (imagem composta em rádio e no óptico da galáxia IC 342)

Essa descoberta ajuda a explicar como os braços espirais galácticos são formados. O mesmo estudo também mostra como o gás pode ser canalizado para dentro em direção do centro da galáxia, onde possivelmente abriga um buraco negro.

“Este estudo ajuda a resolver algumas questões importantes sobre como as galáxias se formam e evoluem,” disse Rainer Beck, membro do Instituto Max-Planck de Radioastronomia (MPIfR), em Bonn (Alemanha).

Os cientistas estudaram a galáxia IC 342, que reside a cerca de 10 milhões de anos-luz da Terra, usando a rede de 27 antenas do Very Large Array (VLA) Karl G. Jansky da Fundação Nacional de Ciência (NSF) e o radiotelescópio de 100 metros Effelsberg do MPIfR na Alemanha. Os dados dos dois radiotelescópios foram agregados para revelar as estruturas magnéticas da galáxia.

O resultado surpreendente mostrou um enorme laço helicoidalmente torcido e enrolado em torno do braço espiral principal da galáxia. Esta característica nunca vista antes em uma galáxia, é forte o suficiente para afetar o fluxo de gás ao redor do braço espiral.

“Os braços espirais dificilmente podem ser formados apenas por forças gravitacionais. Esta nova imagem da IC 342 indica que os campos magnéticos também desempenham um papel importante na formação dos braços espirais,” disse Beck.

As novas observações forneceram pistas para outro aspecto da galáxia, uma região central brilhante que pode hospedar um buraco negro e também possui prolífica produção de novas estrelas. Para se manter uma alta taxa de produção de estrelas é necessário um fluxo constante de gás a partir de regiões exteriores da galáxia na direção do seu centro.

“As linhas do campo magnético na parte interna apontam em direção ao centro da galáxia, e apoiam um fluxo de gás na direção do núcleo galáctico,” disse Beck.

Os cientistas mapearam as estruturas do campo magnético da galáxia medindo a orientação ou polarização das ondas de rádio emitidas pela galáxia. A orientação das ondas de rádio é perpendicular ao campo magnético. Observações em vários comprimentos de onda tornou possibilitou corrigir a rotação do plano de polarização das ondas causadas por sua passagem por campos magnéticos interestelares ao longo da linha de visão para a Terra.

O radiotelescópio Effelsberg, com seu amplo campo de visão, mostrou toda a extensão da IC 342, que se não fosse parcialmente obscurecida para a observação da luz visível por nuvens de poeira dentro da galáxia Via Láctea, pareceria para nós tão grande quanto a Lua cheia no céu. A alta resolução do VLA, por outro lado, revelou os detalhes mais específicos da galáxia. A imagem final mostrando o campo magnético foi produzida através da combinação de cinco imagens do VLA obtidas com 24 horas de tempo de observação, juntamente com 30 horas de dados do radiotelescópio Effelsberg.

Os cientistas da MPIfR, incluindo Beck, foram os primeiros a detectar emissões de rádio polarizadas em galáxias, começando com observações da galáxia de Andrômeda em 1978, através do radiotelescópio Effelsberg. Outra cientista do MPIfR, Marita Krause, fez a primeira detecção com o VLA, em 1989, com observações que incluíram a galáxia IC 342, que é a terceira galáxia espiral mais próxima da Terra, depois da galáxia de Andrômeda (M31) e da galáxia de Triângulo (M33).

Os resultados da pesquisa foram reportados no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Uma galáxia gigante que ainda está crescendo

Observações recentes obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO mostraram que Messier 87 (M87), a galáxia elíptica gigante mais próximo de nós, engoliu uma galáxia inteira de tamanho médio no último bilhão de anos.

© A. Longobardi/C. Mihos (posição das nebulosas planetárias em relação a galáxia M87)

O pontos vermelhos e azuis marcam a posição das nebulosas planetárias cujo movimento revelou que M87 foi recentemente atingida por uma galáxia menor, que foi completamente engolida por ela. Os objetos marcados em vermelho estão se afastando de nós, enquanto os azuis se aproximam (relativamente à galáxia como um todo).

Uma equipe de astrônomos conseguiu pela primeira vez seguir o movimento de 300 nebulosas planetárias brilhantes, encontrando evidências claras deste evento e encontrando também excesso de radiação emitida pelos restos da vítima completamente desfeita.

Os astrônomos pensam que as galáxias crescem ao engolir galáxias menores. No entanto, evidências deste fenômeno não são fáceis de encontrar, tal como os restos da água de um copo lançada num lago se mistura com a água do lago, as estrelas da galáxia menor misturam-se com as estrelas muito semelhantes da galáxia maior, não deixando qualquer traço.
Uma equipe de astrônomos liderada pela estudante de doutorado Alessia Longonardi do Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, em Garching (Alemanha), utilizou uma técnica observacional inteligente para mostrar que a nossa vizinha galáxia elíptica gigante M87 se fundiu com uma galáxia em espiral pequena no último bilhão de anos.
“Este resultado mostra de modo direto que as estruturas grandes e luminosas no Universo ainda estão crescendo de modo substancial; as galáxias ainda não estão prontas!” disse Alessia Longobardi. “Uma grande parte do halo exterior da M87 aparece-nos duas vezes mais brilhante do que seria de esperar se a colisão não tivesse ocorrido.”
A M87 situa-se no centro do aglomerado de galáxias da Virgem. Trata-se de uma enorme bola de estrelas com um massa total de mais de um trilhão de vezes a do Sol, localizada a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância. 
Existem literalmente bilhões destes objetos que além de serem muito tênues são obviamente muito numerosos para poderem ser estudados de forma individual. Em vez de tentarem ver todas as estrelas da M87 a equipe observou nebulosas planetárias, as conchas luminosas em torno de estrelas envelhecidas. As nebulosas planetárias formam-se quando estrelas do tipo do Sol chegam ao final das suas vidas. Estes objetos emitem uma grande fração da sua energia em apenas algumas linhas espectrais e, devido a este fato, são as únicas estrelas individuais cujos movimentos podem ser medidos à distância de 50 milhões de anos-luz da Terra. Estes objetos comportam-se como faróis de luz verde e como tal informam-nos onde estão e a que velocidade se deslocam. Uma vez que estes objetos brilham muito intensamente num tom específico de verde-água, podemos facilmente distingui-los das estrelas à sua volta. Observações cuidadosas da radiação emitida por estas nebulosas usando um espectrógrafo potente podem também revelar os seus movimentos.

Estas nebulosas planetárias são muito tênues, daí a necessidade de utilizar o poder total do VLT para as estudar: a radiação emitida por uma nebulosa planetária típica no halo da M87 é equivalente a duas lâmpadas de 60 W (watt) situadas em Vênus e observadas a partir da Terra.
Os movimentos das nebulosas planetárias ao longo da linha de visada, afastando-se ou aproximando-se da Terra, levam a desvios das linhas espectrais, resultado do efeito Doppler. Estes desvios podem ser medidos de forma precisa com o auxílio de um espectrógrafo sensível e a partir daí deduzir a velocidade das nebulosas.

Tal como a água de um copo que deixa de se ver uma vez atirada a um lago, mas que pode causar ondas e outras perturbações passíveis de serem vistas se houver partículas de lama na água, os movimentos das nebulosas planetárias, medidos com o auxílio do espectrógrafo FLAMES montado no VLT, dão-nos pistas sobre a fusão que ocorreu.
“Estamos assistindo a um único evento de acreção recente, no qual uma galáxia de tamanho médio passou através do centro de Messier 87 e, como consequência das enormes forças de maré, as suas estrelas dispersaram-se ao longo de uma região 100 vezes maior que a galáxia original!” acrescenta Ortwin Gerhard, chefe do grupo de dinâmica do Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik. 
A equipe observou também de forma cuidadosa a distribuição da radiação nas regiões exteriores da M87 e descobriu evidências de radiação adicional emitida pelas estrelas da galáxia menor que se desfez. Estas observações mostraram também que a galáxia desfeita trouxe estrelas mais jovens e azuis para M87, inferindo-se assim que esta galáxia seria antes da fusão, muito provavelmente, uma galáxia espiral formando estrelas.
“É muito interessante conseguir identificar estrelas que se encontram espalhadas por centenas de milhares de anos-luz no halo desta galáxia, e ainda conseguir inferir a partir das suas velocidades que pertencem a uma estrutura comum. As nebulosas planetárias verdes são as agulhas no palheiro das estrelas douradas. No entanto, estas “agulhas” raras dão-nos pistas sobre o que aconteceu às estrelas”, conclui Magda Arnaboldi  do ESO.

Este trabalho foi descrito num artigo intitulado “The build-up of the cD halo of M87 — evidence for accretion in the last Gyr”, de A. Longobardi et al., que foi publicado hoje na revista especializada Astronomy & Astrophysics Letters.

Fonte: ESO

Captados ecos de raios X que apontam a posição de estrelas de nêutrons

Astrônomos usando o observatório de raios X Chandra da NASA descobriram o maior e mais brilhante conjunto de anéis de eco de luz de raios X já observado.

© NASA/CXC/U. Wisconsin/S. Heinz (conjunto de anéis de eco de luz de raios X)

Esses extraordinários anéis, produzidos por uma intensa protuberância de uma estrela de nêutrons, forneceu aos astrônomos uma chance rara de determinar quão distante da Terra, na Via Láctea, a estrela está da Terra.

Os anéis aparecem como círculos ao redor de Circinus X-1, um sistema estelar binário no plano da nossa galáxia contendo uma estrela de nêutrons, a parte remanescente densa de uma estrela massiva pulverizada numa explosão de supernova. A estrela de nêutrons está em órbita com outra estrela massiva, e é cercada por espessas nuvens de gás e poeira interestelar. Circinus X-1 é também a fonte de um surpreendente jato poderoso de partículas de alta energia.

“É realmente muito difícil de medir com precisão a distância em astronomia e nós temos poucos métodos”, disse Sebastian Heinz, da Universidade de Winsconsin em Madison, que liderou o estudo. “Mas da mesma forma que morcegos usam sonar para triangular a sua posição, nós podemos usar os raios X de Circinus X-1 para descobrir exatamente onde ela está”.

O eco de luz mostra que Circinus X-1 está localizada a cerca de 30.700 anos-luz de distância da Terra, e isso mostra diferenças com relação aos resultados publicados em estudos anteriores. A detecção e caracterização dos anéis requer as capacidades únicas do Chandra, a habilidade de detectar finos detalhes combinado com a sensibilidade para sinais fracos.

Os pesquisadores determinaram que os anéis são ecos de uma explosão de raios X emitida por Circinus X-1 no final de 2013. A explosão foi refletida nas nuvens de poeira, com parte dos raios X refletidos alcançando a Terra a partir de diferentes ângulos, com uma diferença de tempo de cerca de três meses, criando assim os anéis observados.

Comparando os dados do Chandra com imagens anteriores de nuvens de poeira detectadas pelo radiotelescópio Mopra na Austrália, os pesquisadores determinaram que cada anel foi criado por uma reflexão de raios X de uma diferente nuvem de poeira. Os dados de rádio fornecem a distância para as diferentes nuvens e os ecos de raios X determinam a localização da Circinus X-1 com relação a essas nuvens. Uma análise dos anéis com os dados de rádio combinados permite aos pesquisadores usarem geometria simples para determinar com precisão a distância de Circinus X-1 até a Terra.

“Nós gostaríamos de chamar esse sistema de Senhor dos Anéis, mas ele não tem nada a ver com Sauron”, disse Michael Burton da Universidade de New South Wales em Sidney, Austrália. “A beleza entre os anéis de raios X do Chandra e das imagens de rádio do Mopra de diferentes nuvens são realmente as primeiras na astronomia”.

Essa nova estimativa de distância significa que Circinus X-1 é inerentemente muito mais brilhante em raios X e em outros tipos de luz do que os cientistas pensavam anteriormente, e isso indica que o sistema estelar passou repetidamente por um limite de brilho, onde a pressão externa da radiação do sistema é balanceada pela força interna da gravidade. Esse comportamento é algo que geralmente é observado com maior frequência em sistema contendo buracos negros do que em sistema como Circinus X-1 que contém uma estrela de nêutrons.

Os pesquisadores também determinaram que a velocidade do jato de partículas de alta energia produzido pelo sistema é de no mínimo 99,9% da velocidade da luz. Essa velocidade extrema é normalmente associada com jatos produzidos por buracos negros.

“Circinus X-1, age em alguns aspectos como uma estrela de nêutrons e em outros como um buraco negro”, disse Catherine Braiding da Universidade de New South Wales. “É extremamente incomum encontrar um objeto que mistura essas propriedades”.

Acredita-se que Circinus X-1 tenha se tornado uma fonte de raios X a cerca de 2.500 anos atrás, como visto da Terra. Isso faz de Circinus X-1 o chamado sistema binário de raios X mais jovem de que se tem conhecimento. Os novos dados do Chandra permitiram que os astrônomos fizessem um mapa detalhado tridimensional das nuvens de poeira localizadas entre Circinus X-1 e nós, fornecendo uma valiosa pesquisa da estrutura da galáxia.

Esses resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Marshall Space Flight Center

Três luas crescentes de Saturno

Uma lua crescente é algo familiar de se ver no céu da Terra, mas com muitas luas de Saturno, você pode ver três ou mais luas crescentes de uma só vez.

© NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute (três luas crescentes de Saturno)

E foi isso que a sonda Cassini viu. As três luas mostradas na imagem acima: Titã (5.150 quilômetros de diâmetro), Mimas (396 quilômetros de diâmetro) e Reia (1.527 quilômetros de diâmetro) apresentam contrastes marcantes. Titã, a maior lua na imagem, aparece nebulosa pois só é possível ver suas camadas de nuvens. E pelo fato da atmosfera de Titã refratar a luz ao redor da lua, sua forma crescente vai um pouco além do que o próprio tamanho da lua. Reia (no canto superior esquerdo) aparece rugosa devido a sua superfície congelada e totalmente repleta de crateras. E numa inspeção detalhada de Mimas (na parte central inferior), apesar de ser difícil de ver nessa escala, pode-se observar irregularidades devido à sua história violenta.

A imagem foi feita com as câmeras da Cassini apontadas para o hemisfério de Saturno contrário a Titã. O norte de Titã está para cima. A imagem foi feita na luz visível com a câmera de ângulo restrito da sonda no dia 25 de Março de 2015.

A imagem foi obtida a uma distância de aproximadamente 2 milhões de quilômetros de Titã. A escala da imagem em Titã é de 121 quilômetros por pixel. Mimas estava a 3,1 milhões de quilômetros com uma escala de 18,4 quilômetros por pixel. Reia estava a 3,5 milhões de quilômetros com uma escala de 21,1 quilômetros por pixel.

Fonte: NASA

Colisões de galáxias são o combustível dos quasares

Usando a visão em infravermelho do telescópio espacial Hubble, os astrônomos revelaram as origens anteriormente ocultas dos quasares, os objetos mais brilhantes e longínquos do Universo.

© Michael S. Helfenbein (ilustração da colisão de galáxias)

Um novo estudo descobriu que os quasares efetivamente surgem quando as galáxias colidem entre si e sua matéria alimenta os supermassivos buracos negros centrais.

“As imagens do Hubble confirmam que os quasares mais luminosos do Universo são resultados de fusões violentas entre galáxias, cuja matéria alimenta o crescimento do buraco negro central supermassivo, que transforma e modela a morfologia das galáxias hospedeiras,” disse Megan Urry, professora de Astronomia e Astrofísica da Universidade Yale.

“Estas galáxias fundidas serão também os locais das futuras fusões de seus buracos negros, fenômenos que esperamos que um dia sejam visíveis a partir de observatórios com sensores de ondas gravitacionais,” disse Urry.

Os quasares emitem uma luz tão brilhante com uma luminosidade que pode equivaler à de um trilhão de estrelas. Ao longo das últimas duas décadas, os pesquisadores concluíram que a energia dos quasares tem origem nos buracos negros supermassivos no interior dos núcleos das galáxias distantes.

Mas, onde é que os buracos negros supermassivos obtêm seu energético combustível?

Os astrofísicos anteriormente julgavam que essa energia poderia vir a partir da fusão de duas galáxias. O novo estudo confirma esta hipótese usando a sensibilidade do Hubble em comprimentos de onda do infravermelho próximo para ver no passado do Universo o intenso brilho dos quasares, hospedados pelas suas galáxias anfitriãs.

“As observações via Hubble nos informam que o pico de atividade dos quasares no início do Universo é impulsionado por galáxias em colisão que, em seguida, se fundiram. Estamos vendo os quasares na sua juventude, quando eles estão crescendo rapidamente, de forma violenta e caótica,” disse Eilat Glikman, doutor da Universidade Yale e principal autor do estudo.

Glikman decidiu procurar pelos “quasares avermelhados pela poeira” em várias pesquisas de rastreamento de todo o céu nos espectros do infravermelho e do rádio, fornecidas por telescópios terrestres. Os quasares se apresentam envoltos em poeira, que obscurece a sua luz visível, mas que deixa passar o infravermelho e o rádio.

Usando a câmera WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble, Glikman e sua equipe investigaram 11 desses quasares no pico da era de formação estelar do Universo, há 12 bilhões de anos.

“As novas imagens captam a fase de transição onde ocorreu a remoção da poeira cósmica dentro do cenário da fusão dos buracos negros. As imagens do Hubble são tanto belíssimas quanto descritivas,” disse Glikman.

O estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Yale University

Sharpless 308: A Bolha Estelar

Soprada pelos rápidos ventos de uma estrela quente e massiva, essa bolha cósmica é enorme.

© Kfir Simon (Sharpless 308)

Catalogada como Sharpless 2-308, ela localiza-se a cerca de 5.200 anos-luz de distância na direção da constelação de Canis Major (Cão Maior) e cobre um pouco mais do céu do que a Lua Cheia. Isso corresponde a um diâmetro de 60 anos-luz para a distância estimada. A estrela massiva que criou a bolha, uma estrela do tipo Wolf-Rayet, é a estrela brilhante que pode ser vista perto do centro da nebulosa. As estrelas do tipo Wolf-Rayet têm mais de 20 vezes a massa do Sol e acredita-se sejam uma breve fase primária de supernova da evolução de uma estrela massiva. Ventos velozes dessa estrela Wolf-Rayet cria a nebulosa em forma de bolha à medida que eles varrem o material mais lento ejetado numa fase anterior da evolução. A nebulosa formada pelo vento estelar tem cerca de 70.000 anos. Emissões relativamente apagadas, captadas nessa imagem são dominadas pelo brilho dos átomos de oxigênio ionizado mapeados em azul.

Fonte: NASA

As misteriosas manchas de Ceres

Quanto mais nos aproximamos de Ceres, mais intrigante o distante planeta anão se torna. Novas imagens de Ceres, obtidas pela sonda Dawn da NASA, fornecem mais pistas sobre as suas misteriosas manchas brilhantes e também revelam um pico em forma de pirâmide que se eleva sobre uma paisagem relativamente plana.

© NASA/JPL-Caltech/Dawn (pico em forma de pirâmide em Ceres)

"A superfície de Ceres revelou muitas características interessantes e originais. Por exemplo, as luas geladas no Sistema Solar exterior têm crateras com picos centrais, mas em Ceres as fossas centrais são muito mais comuns. Estas e outras características vão permitir-nos compreender a estrutura interna de Ceres que não podemos observar diretamente," afirma Carol Raymond, pesquisadora da missão Dawn no Jet Propulsion Laboratory da NASA em Pasadena, no estado americano da Califórnia.

A Dawn tem estudado o planeta anão em detalhe a partir da sua segunda órbita de mapeamento, cerca de 2.700 km acima de Ceres. Uma nova vista das suas intrigantes manchas, localizadas numa cratera com mais ou menos 90 km de diâmetro, mostra ainda mais manchas pequenas na cratera.

© NASA/JPL-Caltech/Dawn (manchas na superfície de Ceres)

Podem ser vistas pelo menos oito manchas ao lado da maior área brilhante, que os cientistas pensam medir aproximadamente 9 km de largura. O responsável por estas manchas é um material altamente refetivo; as hipóteses mais prováveis são gelo e sal, mas os cientistas estão considerando também outras opções.

O espectrômetro de mapeamento visível e infravermelho da Dawn permite aos cientistas identificarem minerais específicos presentes em Ceres ao estudar o modo como a luz é refletida. Cada mineral reflete luz de uma forma única e esta assinatura favorece a determinação da composição de Ceres. Assim, à medida que a sonda continua enviando mais imagens e dados, é possível aprender mais sobre as misteriosas manchas brilhantes.

Além das manchas brilhantes, as imagens mais recentes também mostram uma montanha com declives acentuados destacando-se a partir de uma área relativamente plana da superfície do planeta anão. A estrutura eleva-se cerca de 5 km acima da superfície.

Ceres também tem inúmeras crateras de vários tamanhos, muitas das quais têm picos centrais. Existem amplas evidências de atividade passada à superfície, incluindo fluxos, deslizamentos e estruturas colapsadas. Parece que Ceres contém mais vestígios de atividade do que o protoplaneta Vesta, que a Dawn estudou intensamente durante 14 meses em 2011 e 2012.

A Dawn é a primeira missão a visitar um planeta anão e a primeira a orbitar dois alvos distintos no nosso Sistema Solar. Chegou a Ceres, o maior objeto do cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter, no dia 6 de março de 2015.

A Dawn permanecerá na sua altitude atual até 30 de junho, continuando a obter imagens e espectros de Ceres em órbitas de três dias cada. Seguidamente, se moverá para a sua próxima órbita de 1.450 km, cuja passagem se espera estar concluída no início de agosto.

Fonte: NASA

Uma nebulosa planetária rica em nitrogênio

A imagem a seguir obtida pelo telescópio espacial Hubble das NASA e ESA mostra uma nebulosa planetária chamada NGC 6153, localizada a cerca de 4.000 anos-luz de distância da Terra na constelação de Scorpius (Escorpião).

© Hubble (nebulosa planetária NGC 6153)

O brilho azul apagado através da imagem mostra o que restou de uma estrela parecida com o Sol depois dela ter degradado a maior parte de seu combustível. Quando isso acontece, as camadas externas da estrela são ejetadas, e se tornam excitadas e ionizadas pela luz ultravioleta energética emitida pelo núcleo brilhante da estrela, consequentemente formando a nebulosa.

A NGC 6153 é uma nebulosa planetária que tem uma forma elíptica, com uma rede extremamente rica de laços e filamentos, mostrados claramente nessa imagem do Hubble. Contudo, não é isso que faz essa nebulosa planetária tão interessante para os astrônomos.

Medidas mostram que a NGC 6153 contém uma grande quantidade de neônio, argônio, oxigênio, carbono e cloro, mais de três vezes maior do que a quantidade encontrada no Sistema Solar. A nebulosa contém cinco vezes mais nitrogênio que o Sol. Embora possa ser que a estrela tenha desenvolvido níveis mais altos desses elementos enquanto crescia e se desenvolvia, é mais provável que a estrela originalmente se formou de uma nuvem de material que já continha muito desses elementos.

Uma versão dessa imagem foi inscrita na competição de processamento de imagem Hubble’s Hidden Treasures pelo competidor Matej Novak.

Fonte: ESA

Local propício para as estrelas colidirem

Cientistas têm observado um aglomerado de estrelas, fortemente obscurecido por materiais em nossa galáxia, onde as estrelas estão densamente próximas constituindo um ambiente raro onde as estrelas podem colidir.

© Gemini Observatory/AURA (aglomerado globular Liller 1 visto no infravermelho próximo)

"É como uma mesa de bilhar estelar; onde a probabilidade de colisões depende do tamanho da mesa e o número de bolas de bilhar em cima da mesa", disse Francesco R. Ferraro da Universidade de Bolonha (Itália), um dos membros da equipe que usaram o observatório Gemini para fazer as observações.
O aglomerado de estrelas, conhecido como Liller 1, é um alvo difícil de estudar devido a sua distância e também porque ele está localizado perto do centro da Via Láctea (cerca de 3.200 anos-luz longe dele), onde o obscurecimento pela poeira é muito alto. A vista com nitidez sem precedentes do aglomerado revela uma vasta quantidade de estrelas, com uma massa total estimada de pelo menos 1,5 milhão de sóis, muito semelhantes aos aglomerados globulares de maior massa em nossa galáxia: Omega Centauri e Terzan 5.
"Embora a nossa galáxia tem mais de 200 bilhões de estrelas, há muito espaço entre as estrelas propiciando a colisão de sóis", disse Douglas Geisler, pesquisador da Universidade de Concepción (Chile). "As regiões centrais congestionadas de aglomerados globulares são um destes lugares. Nossas observações confirmaram que, entre os aglomerados globulares, Liller 1 é um dos melhores ambientes em nossa galáxia para colisões estelares".
A equipe de Geisler é especializada no estudo de aglomerados globulares, perto do centro da Via Láctea, enquanto a equipe de Ferraro é adepto aos dados infravermelhos de aglomerados globulares. Ambos os grupos trabalharam em conjunto para obter as observações detalhadas de Liller 1 com o Gemini.
Liller 1 é uma esfera apertada de estrelas conhecidas como um aglomerado globular. Aglomerados globulares orbitam em um grande halo ao redor do núcleo de nossa galáxia e muitos dos aglomerados globulares mais próximos são espetaculares, mesmo em pequenos telescópios ou binóculos. "Este aglomerado globular é tão obscurecido por material no bojo central da nossa galáxia que é quase completamente invisível à luz visual", observou Sara Saracino, autor principal do artigo, da Universidade de Bolonha. Na verdade, Liller 1 está localizado a quase 30.000 anos-luz da Terra, em uma das regiões mais inacessíveis da nossa galáxia, onde as espessas nuvens de poeira impedem sua visualização. "A radiação infravermelha pode viajar através destas nuvens e trazer-nos informação direta sobre as suas estrelas", comentou Emanuele Dalessandro da Universidade de Bolonha.
As observações do aglomerado bem compactado utilizaram o poderoso sistema de óptica adaptativa do observatório Gemini no telescópio Gemini Sul no Chile.
Uma técnica denominada GeMS (Gemini Multi-conjugate adaptive optics System), em combinação com a poderosa câmera infravermelha Gemini South Adaptive Optics Imager (GSAOI), foi capaz de penetrar o denso nevoeiro circundante de Liller 1 fornecendo aos astrônomos essa visão sem precedentes de suas estrelas. Isto foi possível graças à combinação de duas características específicas de GeMS: em primeiro lugar, a capacidade de operar nos comprimentos de onda do infravermelho próximo (especialmente no banda K); segundo, uma forma inovadora e revolucionária para remover as distorções que a atmosfera turbulenta da Terra inflige nas imagens astronômicas. Para compensar os efeitos de degradação da atmosfera da Terra, o sistema GeMS utiliza três estrelas naturais, uma constelação de cinco estrelas como guia a laser e vários espelhos deformáveis. A correção é excelente que são fornecidas imagens de nitidez sem precedentes. Nas melhores exposições na banda K de Liller 1, imagens estelares possuem uma resolução angular de apenas 75 milisegundos de arco, apenas um pouco maior do que o limite de difração teórico do espelho de 8 metros de Gemini. Isto significa que o GeMS realiza correções quase perfeitas de distorções atmosféricas.
As observações para este projeto também incluiu vários outros aglomerados globulares. Os resultados alcançados em seu primeiro alvo, Liller 1, foram tão importantes que eles têm aumentado a sua colaboração e estão trabalhando atualmente em outros grupos.

As colisões estelares são importantes porque elas podem fornecer a chave para compreender a origem de objetos exóticos que não podem ser interpretados em termos da evolução passiva de estrelas individuais. Colisões quase frontais em que as estrelas realmente se fundem, misturando seu combustível nuclear e acendendo o estopim da fusão nuclear são a origem de (pelo menos parte) da estrelas retardatárias azuis. Mas, as colisões também podem envolver sistemas binários, com o efeito de diminuir o tamanho inicial do sistema e, assim, promover as duas componentes de interagir e produzir uma variedade de objetos como binários de raios X de baixa massa, pulsares de milissegundo, entre outros. Em particular, os pulsares de milissegundo são estrelas de nêutrons velhas reaceleradas com um período de rotação de milissegundo devido à massa de uma companheira em um sistema binário. O Liller 1 é suspeito de ter uma grande população de tais objetos exóticos. Embora nenhum pulsar de milissegundo foi diretamente observado até agora, uma grande população escondida tem sido sugerida por causa da detecção de uma intensa emissão de raios γ. As observações do Gemini efetivamente confirmam que isso é possível.
"Na verdade, nossas observações confirmam que o Liller 1 é um dos melhores laboratórios, onde o impacto das dinâmicas dos aglomerados de estrelas na evolução estelar podem ser estudadas: ele abre a janela para uma espécie de estudo de sociologia estelar, destinado a medir o impacto da influência recíproca de estrelas quando elas são forçadas a viver em condições de superlotação extrema e estresse". conclui Ferraro.

Os resultados foram publicados num artigo da revista especializada The Astrophysical Journal.

Fonte: Observatório Gemini

Mensurada a massa de um buraco negro supermassivo no centro de galáxia

Astrônomos usando o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), uma rede de dezenas de radiotelescópios localizada no norte do deserto de Atacama no Chile, mediram a massa de um buraco negro supermassivo, no centro da galáxia espiral barrada, a NGC 1097.

© ESO/R. Gendler (galáxia NGC 1097)

A NGC 1097 localiza-se na constelação de Fornax, a uma distância de somente 45 milhões de anos-luz. Povoando o centro dessa galáxia, que é observada de frente desde a Terra, está um buraco negro supermassivo que de forma gradativa está sugando a matéria ao seu redor. A área imediatamente ao redor do buraco negro brilha intensamente com a radiação vinda do material que está caindo no seu centro.

O distinto anel ao redor do buraco negro da NGC 1097 está explodindo de formação de novas estrelas. Um influxo de material na direção da barra central da galáxia está fazendo com que o anel se ilumine com novas estrelas. O anel tem cerca de 5.000 anos-luz de diâmetro, embora os braços espirais da galáxia se estendam por dezenas de milhares de anos-luz além dele.

Uma equipe de astrônomos liderada pelo Dr. Kyoko Onishi da Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI) no Japão, determinou que a NGC 1097 abriga um buraco negro que é cerca de 140 milhões de vezes mais massivo que o nosso Sol. Em comparação, o buraco negro no centro da Via Láctea é um peso leve, com uma massa de apenas poucos milhões de vezes a massa do Sol.

Primeiro, o Dr. Onishi e seus colegas mediram a distribuição e o movimento de duas moléculas, cianeto de hidrogênio (HCN) e formilium (HCO+), perto da região central da NGC 1097.

Eles então compararam as observações feitas com o ALMA com vários modelos matemáticos, cada um deles correspondente a diferentes massas do buraco negro supermassivo. O melhor ajuste para essas observações corresponderam a um buraco negro pesando cerca de 140 milhões de massas solares.

“Essa é a primeira vez que se usa o ALMA para fazer esse tipo de medida numa galáxia espiral ou espiral barrada”, disse o Dr. Kartil Sheth do National Radio Astronomy Observatory.

“Quando você olha as observações detalhadas feitas pelo ALMA, é impressionante perceber quão bem elas se ajustam a esses modelos bem testados. É muito animador pensar que nós podemos aplicar agora essa mesma técnica para outras galáxias similares e assim entender melhor como esses objetos extremamente massivos afetam suas galáxias hospedeiras”.

“Observações futuras com o ALMA continuarão a refinar essa técnica e expandir suas aplicações para outras galáxias espirais”, disseram os astrônomos.

Os resultados foram publicados no The Astrophysical Journal.

Fonte: Graduate University for Advanced Studies

Medindo a massa de um exoplaneta do tamanho de Marte

Determinar o tamanho de um exoplaneta do tamanho da Terra, pela quantidade de luz estelar que ele bloqueia a centenas de anos-luz de distância já foi algo que fazia parte de filmes de ficção científica.

© SETI Institute/Danielle Futselaar (ilustração do sistema planetário Kepler-138)

Medindo a massa de planetas pequenos com base na sua gravidade era outro nível de desafio, mas os astrônomos acabaram de fazer isso para um exoplaneta com 50% do tamanho da Terra.

Os pesquisadores usando dados da missão Kepler da NASA mediram a massa de um exoplaneta do tamanho de Marte que tem cerca de um décimo da massa da Terra. Chamado de Kepler-138b, ele é o primeiro exoplaneta menor que a Terra a ter tanto sua massa como seu tamanho medidos. Isso estende significantemente a quantidade de planetas com densidades medidas.

Para determinar a massa do planeta, os astrônomos normalmente medem o minúsculo movimento da estrela causado pela atração gravitacional do planeta em sua órbita. Para planetas com a massa da Terra, detectar essa minúscula força é algo muito desafiador de se fazer com a atual tecnologia disponível. Felizmente, quando uma estrela possui múltiplos planetas com órbitas próximas, os cientistas desenvolveram uma outra maneira de obter a massa dos planetas.

Daniel Jontof-Hutter, um pesquisador associado no Center for Exoplanets and Habitable Worlds da Universidade Estadual da Pennsylvania, liderou uma equipe de astrônomos num estudo para medir a massa de todos os três planetas, observando precisamente o tempo que cada planeta passava em frente da estrela Kepler-138.

“Cada planeta periodicamente andava mais devagar e acelerava bem pouco devido à gravidade de seus vizinhos. A pequena mudança em tempos entre trânsitos permitiu aos astrônomos a chance de medir a massa dos planetas”, disse Jontof-Hutter.

Cada vez que um planeta transitava uma estrela ele bloqueava uma pequena fração da sua luz, permitindo aos astrônomos medirem o tamanho do planeta. Isso é como a sonda Kepler, detectou milhares de planetas ao redor de outras estrelas.

Medindo tanto a massa como o tamanho de um exoplaneta, os cientistas podem calcular a densidade e inferir a composição para determinar se um planeta é formado predominantemente de rocha, água ou gás. A pequena densidade do Kepler-138b é consistente com uma composição rochosa parecida com a Terra ou Marte, mas observações futuras são necessárias antes dos astrônomos definitivamente concluírem que esse é sim um mundo rochoso.

O Kepler-138b é o mais interno dos três planetas que orbitam a estrela Kepler-138, uma estrela que tem menos da metade do tamanho do Sol e é aproximadamente 30% mais fria. O sistema Kepler-138 está localizado a cerca de 200 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação de Lyra.

Os outros dois planetas mais externos, o Kepler-138c, e o Kepler-138d, têm aproximadamente o tamanho da Terra. O Kepler-138c é muito provavelmente rochoso, enquanto que o Kepler-138d é menos denso e não pode ser feito da mesma mistura de material da Terra. Todos os três planetas possuem uma órbita próxima da estrela para que a água possa existir em seu estado líquido e, portanto, suportar a vida, como nós a conhecemos.

“A diferença substancial entre as densidades dos dois planetas maiores nos diz que nem todos os planetas são parecidos com a Terra em tamanho são rochosos”, disse Jack Lissauer, um co-autor e cientista planetário no Ames Research Center da NASA. “Estudos posteriores de pequenos planetas ajudarão a fornecer um melhor entendimento sobre a diversidade que existe na natureza, e nos ajudará a determinar se planetas rochosos como a Terra são comuns ou raros”.

Algo muito parecido do estudo que os astrônomos do século passado obtendo uma grande variedade de estrelas para caracterizar e classificar os diferentes tipos, os astrônomos do século 21 estão fazendo para entender a diversidade e a demografia das populações de planetas na nossa galáxia, a Via Láctea.

Os cientistas estão trabalhando para usar essas novas medidas de pequenos planetas do Kepler e de missões seguintes da NASA como a Transiting Exoplanet Survey Satellite para identificar padrões nas relações entre a massa e o tamanho. Essas ideias fornecerão o contexto para se entender a história da Terra e de outros planetas no nosso próprio Sistema Solar, e informar à próxima geração de caçadores de planetas onde eles podem tentar procurar vida além do nosso Sistema Solar.

Um estudo prévio mediu a massa dos dois planetas externos. Esse novo estudo realizou uma análise mais detalhada do sistema Kepler-138 usando para isso dados adicionais do Kepler. Isso permitiu a medida da massa do planeta interno do tamanho de Marte e melhorar a precisão das medidas de massa e tamanho para os planetas mais externos. Os resultados dessa pesquisa foram publicados na revista Nature.

Fonte: Ames Research Center

A Galáxia do Olho Negro

A grande, brilhante e bela galáxia espiral Messier 64 (M64 ou NGC 4826) é comumente chamada de Galáxia do Olho Negro ou de Galáxia da Bela Adormecida devido a sua aparência exótica.

© Michael Miller/Jimmy Walker (M64)

A galáxia M64 reside a cerca de 17 milhões de anos-luz de distância na constelação boreal de Coma Berenices.

Na verdade, a designação Galáxia do Olho Vermelho pode também ser um apelido apropriado ao analisarmos esta composição colorida. As enormes nuvens de poeira que obscurecem o lado mais próximo da  região central da M64 estão entrelaçadas com o brilho avermelhado revelador da massiva presença do hidrogênio, substância comumente associada as regiões de formação estelar.

Mas estas não são únicas características peculiares desta galáxia. Observações revelam que a M64 é realmente composta de dois sistemas concêntricos em contra-rotação. Enquanto todas as estrelas na M64 giram na mesma direção que o gás interestelar na região central da galáxia, em contrapartida, o gás nas regiões exteriores, que se estende até cerca de 40.000 anos-luz, roda na direção oposta. O olho empoeirado e os sistemas em rotações bizarras são provavelmente consequências da fusão de duas galáxias distintas que perfaz um bilhão de anos de idade.

Fonte: NASA

A melhor evidência observacional da primeira geração estelar no Universo

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, astrônomos descobriram a galáxia mais brilhante observada até hoje no Universo primordial e encontraram evidências fortes de que este objeto contém estrelas da primeira geração.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da galáxia mais brilhante do Universo primordial)

Estas estrelas massivas e brilhantes, puramente teóricas até agora, foram as criadoras dos primeiros elementos pesados na história, os elementos necessários à formação das estrelas que nos rodeiam atualmente, os planetas que as orbitam e a vida tal como a conhecemos. A galáxia recentemente descoberta chamada CR7 é três vezes mais brilhante do que a galáxia distante mais brilhante que era conhecida até agora.

Os astrônomos desenvolveram há algum tempo a teoria da existência de uma primeira geração de estrelas, conhecidas por estrelas de População III, que teriam nascido do material primordial do Big Bang. O nome População III vem do fato dos astrônomos já terem classificado anteriormente as estrelas da Via Láctea como sendo de População I (estrelas como o Sol, ricas em elementos pesados e que formam o disco da galáxia) e de População II (estrelas mais velhas, com baixo conteúdo de elementos pesados e encontradas no bojo e no halo da Via Láctea e em aglomerados globulares).

Todos os elementos químicos mais pesados, como o oxigênio, nitrogênio, carbono e ferro, que são essenciais à vida, formaram-se no interior das estrelas, o que significa que as primeiras estrelas se devem ter formado dos únicos elementos que existiam antes delas: hidrogênio, hélio e traços mínimos de lítio.
Estas estrelas de População III seriam enormes, várias centenas ou mesmo milhares de vezes mais massivas do que o Sol, extremamente quentes e transientes, que explodiriam sob a forma de supernovas após cerca de apenas dois milhões de anos. No entanto, e até agora, a busca de provas físicas da sua existência tinha-se revelado infrutífera. Encontrar estas estrelas é muito difícil: estes objetos teriam uma vida muito curta e teriam brilhado num momento em que o Universo era essencialmente opaco à sua luz. Descobertas anteriores incluem Nagao et al., 2008, onde não foi detectado hélio ionizado; De Breuck et al., 2000, onde se detectou hélio ionizado ao mesmo tempo que carbono e oxigênio, assim como uma assinatura clara de um núcleo ativo de galáxia; e Cassata et al., 2013, onde foi detectado hélio ionizado, mas com uma largura equivalente muito pequena (ou fraca intensidade), ao mesmo tempo que carbono e oxigênio.
Uma equipe liderada por David Sobral, do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade de Lisboa, e do Observatório de Leiden, Holanda, utilizou o VLT para observar o Universo primordial, no período conhecido por época da reionização, que ocorreu cerca de 800 milhões de anos após o Big Bang. Em vez de fazer um estudo profundo e direcionado a uma pequena área do céu, a equipe ampliou o seu foco de estudo produzindo o maior rastreio de galáxias muito distantes já obtido.
Este extenso estudo fez uso não apenas do VLT, mas também do observatório W. M. Keck, do telescópio Subaru e do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA. A equipe descobriu e confirmou um número surpreendente de galáxias brilhantes muito jovens. Uma delas, chamada CR7, trata-se de um objeto excepcionalmente raro, de longe a galáxia mais brilhante alguma vez observada nesta época do Universo. O nome CR7 é uma abreviação do COSMOS Redshift 7, uma medida do lugar ocupado em termos de tempo cósmico. Quanto maior o desvio para o vermelho (redshift), mais distante estará a galáxia e mais para trás no tempo da história do Universo se encontra também. A A1689-zD1, uma das galáxias mais velhas já observada, por exemplo, tem um desvio para o vermelho de 7,5. A CR7 é três vezes mais brilhante que a anterior detentora deste título, Himiko, que se pensava ser uma galáxia extraordinária para esta época precoce do Universo. Galáxias ricas em poeira observadas em épocas mais recentes do Universo podem irradiar mais energia que a CR7, através da emissão infravermelha da poeira morna. A energia proveniente da CR7 é majoritariamente luz visível e ultravioleta. Com a descoberta da CR7 e outras galáxias brilhantes, o estudo era já um sucesso, no entanto pesquisa posterior produziu mais resultados ainda melhores.
Com o auxílio dos instrumentos X-shooter e SINFONI montados no VLT, a equipe encontrou forte emissão de hélio ionizado em CR7 mas, crucialmente e surpreendentemente, nenhum traço de elementos mais pesados na região mais brilhante da galáxia, o que constitui uma forte evidência da existência de aglomerados de estrelas de População III com gás ionizado, numa galáxia do Universo primordial. A equipe considerou duas teorias alternativas: que a fonte de luz era ou um AGN ou estrelas Wolf-Rayet. A falta de elementos pesados e outras evidências, no entanto, vão contra estas duas teorias. A equipe considerou também que a fonte poderia ser um buraco negro em colapso direto, um tipo de objeto que é ele próprio excepcionalmente exótico e puramente teórico. A ausência de uma linha de emissão larga e o fato da luminosidade do hidrogênio e do hélio serem muito maiores do que o previsto para tais buracos negros indicam que esta hipótese é altamente improvável. A ausência de emissão de raios X negaria também esta possibilidade, no entanto são necessárias mais observações.
“A descoberta superou, desde o início, todas as nossas expectativas”, disse David Sobral, “uma vez que não esperávamos encontrar uma galáxia tão brilhante. Após desvendarmos pouco a pouco a natureza de CR7, percebemos que não só tínhamos descoberto a galáxia distante mais brilhante conhecida até agora, como também que este objeto tinha todas as características que se esperam de estrelas de População III. Estas estrelas são as que formaram os primeiros átomos pesados que, em última análise, são os que nos permitem estar aqui. Este estudo revelou-se extremamente interessante”.
Em CR7 encontraram-se tanto aglomerados de estrelas mais azuis como também alguns mais vermelhos, o que indica que a formação das estrelas de População III ocorreu em ondas, como se previa. O que a equipe observou de modo direto foi o último período de estrelas de População III formadas, sugerindo que tais estrelas devem ser mais fáceis de detectar do que o que se pensava anteriormente: estas estrelas encontram-se no meio de estrelas regulares, em galáxias mais brilhantes, e não apenas nas galáxias mais tênues, menores e precoces, as quais são tão fracas que se tornam extremamente difíceis de estudar.
Jorry Matthee, segundo autor do artigo científico que descreve estes resultados, conclui: “Sempre me perguntei de onde é que nós viemos. Mesmo quando era pequeno queria saber de onde vinham os elementos químicos: o cálcio dos meus ossos, o carbono dos meus músculos, o ferro do meu sangue. Descobri que estes elementos foram formados inicialmente no início do Universo, pela primeira geração de estrelas. Com esta descoberta estamos vendo, de fato, tais objetos pela primeira vez”.
Estão planejadas mais observações com o VLT, o ALMA e o telescópio espacial Hubble de modo a confirmar sem sombra de dúvidas que o que se observou são estrelas de População III, além de procurar e identificar outros exemplos.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Evidence for PopIII-like stellar populations in the most luminous Lyman-α emitters at the epoch of re-ionisation: spectroscopic confirmation”, por D. Sobral, et al., que foi aceito para publicação na revista especializada The Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Uma galáxia anã, compacta e azul

Essa imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble da NASA e ESA, mostra uma galáxia conhecida como UGC 11411, uma galáxia irregular do tipo Blue Compact Dwarf (BCD).

© Hubble (galáxia UGC 11411)

A galáxia UGC 11411 está localizada na constelação do Dragão a uma distância de 15 milhões de anos-luz da Terra.

As galáxias do tipo BCD tem cerca de um décimo do tamanho de uma galáxia espiral típica como a Via Láctea, e são feitas de grandes aglomerados de estrelas quentes e massivas que ionizam o gás ao redor com sua intensa radiação. Pelo fato das estrelas serem tão quentes, elas brilham intensamente com uma tonalidade azulada, dando às galáxias como a UGC 11411 sua tonalidade caracteristicamente azul. Com essas massivas estrelas tendo menos de 10 milhões de anos de existência, elas são muito jovens se comparadas com os padrões estelares. Elas foram criadas durante um fenômeno de explosão de estrelas, um episódio de proporções galácticas onde de maneira furiosa ocorre uma grande formação de estrelas. A UGC 11411 em particular tem uma taxa de formação de estrelas extremamente alta, até mesmo para uma galáxia do tipo BCD.

Normalmente, para galáxias com regiões de intensa formação de estrelas, as BCDs não possuem uma grande quantidade de poeira, ou elementos pesados que normalmente são encontrados em estrelas recém-formadas, fazendo sua composição muito similar àquela do material  das primeiras estrelas formadas no Universo. Por causa disso, os astrônomos consideram as galáxias do tipo BCD ótimos objetos para serem estudados de modo a melhorar o nosso entendimento principalmente sobre os processos primordiais de formação de estrelas.

As estrelas brilhantes observadas na imagem são estrelas de primeiro plano, pertencentes à Via Láctea.

Fonte: ESA

Gigantes gasosos ricos em hélio podem ser comuns na Via Láctea

Planetas gasosos com atmosferas podem ser comuns na nossa galáxia, a Via Láctea, de acordo com um novo estudo.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de um exoplaneta com atmosfera de hélio)

Até o momento, os astrônomos usando o telescópio espacial Kepler da NASA descobriram centenas de candidatos a planetas que caíram na categoria chamada de Netunos quentes e sub-Netunos.

Esses exoplanetas gigantes gasosos teriam a massa aproximada de Netuno ou seriam um pouco mais leves, e orbitariam bem perto suas estrelas hospedeiras, o que os aqueceria em demasia.

De acordo com o novo estudo, a radiação das estrelas evaporaria o hidrogênio na atmosfera dos planetas. Tanto o hidrogênio como o héio são ingredientes comuns de planetas gasosos como esses. O hidrogênio é mais leve que o hélio e assim mais fácil de escapar. Após de bilhões de anos perdendo hidrogênio, a atmosfera do planeta se tornaria enriquecida em hélio.

“O hidrogênio é cerca de 4 vezes mais leve que o hélio, assim ele desapareceria vagarosamente da atmosfera dos planetas, fazendo com que elas se tornassem mais concentradas com hélio com o decorrer do tempo. O processo seria gradual, levando cerca de 10 bilhões de anos para ser completado”, disse o principal autor do estudo, o Dr. Renyu Hu do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA, em Pasadena.

Acredita-se que os Netunos quentes e sub-Netunos tenham núcleos líquidos ou rochosos, envoltos por gás. Se o hélio é o componente dominante nas suas atmosferas os planetas apareceriam brancos ou cinzas.

Isso é contrastante com Netuno, que é azul devido a presença de metano. O metano absorve a cor vermelha deixando passar a cor azul. Netuno fica longe do Sol e não perdeu seu hidrogênio. O hidrogênio se junta com o carbono para formar o metano.

A falta de metano num Netuno quente particular, o Gliese 436b, é o motivo que levou os astrônomos a desenvolverem sua teoria planetária do hélio. O planeta, também é conhecido como GJ 436b, e foi descoberto em Agosto de 2004. Ele fica localizado na constelação de Leão, a aproximadamente 33,4 anos-luz de distância.

O telescópio espacial Spitzer da NASA previamente observou o Gliese 436b e encontrou evidências para o carbono mas não para o metano. Isso foi desafiador para os astrônomos, pois as moléculas são feitas de um átomo de carbono e quatro de hidrogênio, e planetas como esse são esperados ter muito hidrogênio.

De acordo com a teoria formulada pelo Dr. Hu e seus colegas, o hidrogênio pode ter sido tirado do planeta pela radiação das estrelas hospedeiras. Com menos hidrogênio ao redor, o carbono poderia combinar com o oxigênio para criar o monóxido de carbono. De fato, o telescópio espacial Spitzer encontrou evidências para uma predominância de monóxido de carbono na atmosfera do Gliese 436b.

O próximo passo para testar a teoria é buscar por outros Netunos quentes e sub-Netunos que apresentem sinais de monóxido de carbono e dióxido de carbono, que são indicadores de atmosferas ricas em hélio.

O estudo foi aceito para publicação no The Astrophysical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Observadas evidências de erupções sucessivas em buraco negro

Os astrônomos usaram o observatório de raios X Chandra da NASA para mostrar que várias erupções de um buraco negro supermassivo, ao longo de 50 milhões de anos, reorganizou a paisagem cósmica no centro de um grupo de galáxias.

© NASA/S. Randall/SDSS (composição do grupo de galáxias NGC 5813 no óptico e em raios X)

Os cientistas descobriram esta história de erupções do buraco negro através do estudo de NGC 5813, um grupo de galáxias a cerca de 105 milhões de anos-luz da Terra. Estas observações do Chandra são as mais longas já obtidas para um grupo de galáxias, com a duração de pouco mais de uma semana. Os dados do Chandra são vistos nesta composição onde os raios X do Chandra (roxo) foram combinados com dados Sloan Digital Sky Survey (SDSS) no visível (vermelho, verde e azul).

Os grupos galácticos são como os seus primos maiores, os aglomerados galácticos, mas em vez de abrigarem centenas ou até mesmo milhares de galáxias como os aglomerados, os grupos são normalmente compostos por 50 galáxias ou menos. Tal como os aglomerados de galáxias, os grupos de galáxias estão envolvidos em quantidades gigantescas de gás quente que emite raios X.

O buraco negro supermassivo em erupção está localizado na galáxia central de NGC 5813. A rotação do buraco negro, juntamente com o gás que espirala na sua direção, pode produzir uma torre vertical e enrolada de campos magnéticos que arremessam uma grande fração do gás para longe da vizinhança do buraco negro sob a forma de jatos altamente energéticos e velozes.

Os pesquisadores foram capazes de determinar a duração das erupções do buraco negro ao estudar cavidades, ou bolhas gigantes, no gás de NGC 5813 que tem vários milhões de graus. Estas cavidades são esculpidas quando jatos do buraco negro supermassivo geram ondas de choque que empurram o gás para fora e criam enormes buracos.

As últimas observações do Chandra revelam um terceiro par de cavidades, além de outros dois que já tinham sido anteriormente descobertos em NGC 5813, representando três erupções distintas do buraco negro central. Este é número mais alto de pares de cavidades já descoberto num grupo ou num aglomerado de galáxias. Semelhante à forma como uma bolha de ar de baixa densidade sobe para a superfície da água, as cavidades gigantes em NGC 5813 tornam-se "flutuantes" e afastam-se do buraco negro.

Para melhor compreender a história das erupções do buraco negro, os pesquisadores estudaram os detalhes dos três pares de cavidades. Descobriram que a quantidade de energia necessária para produzir o par de cavidades mais próximas do buraco negro é inferior à energia produzida necessária para produzir os outros dois pares mais antigos. No entanto, a taxa de produção energética é aproximadamente a mesma para todos os três pares. Isto indica que a erupção associada com o par interior de cavidades está ainda ocorrendo.

Cada um dos três pares de cavidades está associado com uma frente de choque, visível como as arestas nítidas na imagem de raios X. Estas frentes de choque, parecidas com estrondos sônicos de um avião supersônico, aquecem o gás, impedindo com que a maioria arrefeça e forme um grande número de estrelas novas.

O estudo detalhado das frentes de choque revela que são, na realidade, ligeiramente turvos em vez de nítidos. Isto pode ser provocado pela turbulência no gás quente. Assumindo que este é o caso, os autores descobriram uma velocidade turbulenta, isto é, a velocidade média dos movimentos aleatórios do gás, de aproximadamente 258.000 km/h. Isto é consistente com as previsões dos modelos teóricos e estimativas com base em observações de raios X do gás quente em outros grupos e aglomerados de galáxias.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Marshall Space Flight Center

Descoberta estratosfera em exoplaneta

Usando o telescópio espacial Hubble da NASA e ESA, astrônomos detectaram uma estratosfera, uma região atmosférica que é muito importante para a vida, num exoplaneta quente e massivo chamado WASP-33b.

© NASA/ESA/G. Bacon (ilustração de um exoplaneta Júpiter quente)

A presença de uma estratosfera pode fornecer pistas sobre a composição do planeta e como ele se formou. Essa camada atmosférica, ocorre quando moléculas na atmosfera absorvem luz ultravioleta e luz visível de uma estrela. Essa absorção esquenta a estratosfera e age como um tipo de camada protetora para o planeta.

Até agora, os pesquisadores não tinham certeza se essas moléculas seriam encontradas na atmosfera de exoplanetas quentes e massivos.

“Alguns desses planetas são tão quentes em suas atmosferas superiores, que eles estão essencialmente cozinhando no espaço. Nessas temperaturas, nós não necessariamente esperamos encontrar uma atmosfera que tenha moléculas que podem levar à formação de estruturas com múltiplas camadas”, disse o Dr. Avi Mandell, do Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt.

Na atmosfera do nosso planeta, a estratosfera se situa acima da troposfera, a região turbulenta e climaticamente ativa que vai do solo até uma altitude onde quase todas as nuvens se encontram. Na troposfera, a temperatura é mais quente na parte inferior e mais fria na parte superior.

A estratosfera é o oposto. Nessa camada, a temperatura aumenta com a altitude, um fenômeno chamado de inversão de temperatura.

Na Terra, a inversão de temperatura ocorre porque o ozônio na estratosfera absorve muito da radiação ultravioleta do Sol, evitando que ela chegue até a superfície, protegendo a biosfera, e assim esquentando a estratosfera.

Inversões similares de temperatura ocorrem na estratosfera de outros planetas do nosso Sistema Solar, como Júpiter e Saturno. Nesses casos, o culpado é o diferente grupo de moléculas chamadas hidrocarbonetos.

Nem o ozônio e nem hidrocarbonetos poderiam sobreviver nas altas temperaturas da maioria dos exoplanetas conhecidos. Isso leva ao debate sobre se a estratosfera existiria ou não nesses exoplanetas.

Usando a Wide Field Camera 3 a bordo do telescópio espacial Hubble, o Dr. Mandell e seus colegas esquentaram ainda mais esse debate identificando uma inversão de temperatura na atmosfera do exoplaneta classificado como Júpiter Quente WASP-33b.

O planeta tem cerca de 4,5 vezes a massa de Júpiter e orbita a estrela WASP-33, também conhecida como HD 15082, localizada a cerca de 380 anos-luz de distância da Terra na constelação de Andrômeda.

Os astrônomos usaram as observações do telescópio espacial Hubble e os dados de estudos prévios, para medir a emissão de água e compará-la com a emissão de gás mais profundo na atmosfera do planeta. Eles determinaram que a emissão da água foi produzida na estratosfera a uma temperatura de cerca de 3.300 graus Celsius. O resto da emissão, veio do gás mais baixo na atmosfera que estava a uma temperatura de 1.650 graus Celsius.

Eles também apresentaram evidências de que a atmosfera do WASP-33b, contém óxido de titânio, um dos únicos poucos componentes que é um forte absorsor da radiação visível e ultravioleta, sendo capaz de permanecer em estado gasoso em atmosferas tão quentes como essas.

“Entender as conexões entre as estratosferas e as composições químicas é algo crítico para estudar os processos atmosféricos em exoplanetas. Nossa descoberta marca um importante ponto nessa direção”, disse o Dr. Nikku Madhusudhan, da Universidade de Cambridge no Reino Unido.

O estudo foi aceito para publicação no The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

A luz, a escuridão e a poeira

Essa paisagem cósmica colorida se expande por quase três Luas Cheias (1,5 graus) através de um campo estelar rico em nebulosas ao longo do plano da Via Láctea, na constelação boreal de Cepheus.

© Herbert Walter (Nebulosa da Caverna, Sharpless 155, LDN 1210 e HH 168)

Perto da borda da nuvem molecular massiva da região, a cerca de 2.400 anos-luz de distância da Terra, a região de emissão avermelhada e brilhante Sharpless (Sh) 155, localiza-se na parte superior esquerda, sendo também conhecida como Nebulosa da Caverna. Com cerca de 10 anos-luz de diâmetro, os anéis brilhantes de gás da caverna cósmica são ionizados pela luz ultravioleta de estrelas jovens e quentes. Nebulosas de reflexão empoeiradas azuis também são abundantes nessa pintura interestelar, cortadas por densas nuvens de poeira obscura. O amplo núcleo da Lynds Dark Nebula (LDN) 1210 ancora a cena na parte inferior direita. Explorações astronômicas revelaram outros sinais dramáticos de formação estelar, incluindo o brilhante e vermelho objeto Herbig-Haro (HH) 168. Diretamente abaixo da brilhante Nebulosa da Caverna, a emissão do objeto Herbig-Haro é gerado por jatos energéticos emitidos por uma estrela recém-nascida.

Fonte: NASA

O Anel Phoebe de Saturno

Uma nova pesquisa mostrou que o anel de Saturno mais apagado e mais externo do planeta, o circula a uma distância equivalente a 7.000 vezes o diâmetro do próprio Saturno.

© NASA/JPL-Caltech/Keck (ilustração da extensão do anel Phoebe de Saturno)

Análises feitas em imagens obtidas com o telescópio WISE da NASA mostram que o anel descoberto em 2009, é composto na sua maioria por pequenas partículas. Rochas do tamanho de bolas de futebol compõem somente uma pequena porção da população do anel. Essa é uma mistura incomum, proporcionando um novo olhar sobre a física por trás do anel e sobre sua longevidade. Os cientistas usaram imagens da sonda Cassini para observar esse anel de forma óptica em 2012.

O anel mais externo e mais tênue de Saturno é chamado de Anel Phoebe, e acredita-se que ele contenha poeira e partículas de gelo ejetadas da lua externa de Saturno, Phoebe, após a colisão de micrometeoritos e outros impactos.

O anel é inclinado com um ângulo de 27 graus, com relação aos outros sete anéis conhecidos, e como Phoebe, orbita Saturno na direção retrógrada.

A nova pesquisa mostra que o Anel Phoebe começa a aparecer a cerca de 6 milhões de quilômetros de distância de Saturno e chega até a surpreendente distância de 16 milhões de quilômetros, com uma expansão vertical de cerca de 2,5 milhões de quilômetros, fazendo com que ele seja 10 vezes maior do que o maior anel de Saturno até então, o Anel E.

Novas observações desse anel fornecem uma visão detalhada do disco completo e permite que a sua estrutura e a sua composição sejam determinadas, o que pode nos fornecer pistas sobre como os anéis são formados.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Discovery