Massa oculta da Via Láctea é parcialmente encontrada

As galáxias gigantes como a Via Láctea e Andrômeda consistem principalmente da exótica matéria escura.

© NRAO (liberação de gás no halo da Via Láctea)

À medida que a Grande e a Pequena Nuvem de Magalhães orbitam a Via Láctea, e uma à outra, elas liberam seu gás (mostrado em rosa na imagem acima) no halo de nossa galáxia.

Mas até o substrato comum da primeira ainda é um enigma, já que sua maior parte está desaparecida e continua sem ser descoberta por cientistas. Agora, porém, astrônomos fizeram uma estimativa da quantidade de gás que cerca o brilhante disco da Via Láctea ao observarem uma galáxia atravessando sua periferia, e constataram que esse material supera todo o gás e poeira interestelar de sua região.
Medições da radiação cósmica de fundo deixada pelo Big Bang indicam que um sexto de toda a matéria no Universo é comum, ou bariônica, contendo bárions (prótons e nêutrons), assim como ocorre com estrelas, planetas e seres humanos. Com base no movimento de objetos distantes que orbitam a Via Láctea, astrônomos estimam que nossa galáxia seria aproximadamente um trilhão de vezes mais massiva que o Sol. Se cinco sextos desse material são matéria escura, então essa substância exótica compõe 830 bilhões de massas solares de nossa galáxia; a matéria bariônica deve explicar os 170 bilhões restantes. 
O problema é que todas as estrelas e a matéria interestelar conhecidas de nossa galáxia somam apenas cerca de 60 bilhões de massas solares: 50 bilhões em estrelas e 10 bilhões em gás e poeira interestelar. (A Via Láctea tem mais de 100 bilhões de estrelas, mas a maioria delas é menor que o Sol.) Isso deixa colossais 110 bilhões de massas solares de material comum inexplicáveis, desaparecidos. Se a Via Láctea for ainda mais massiva do que se calcula atualmente, esse problema bariônico se agrava. E outras galáxias gigantes apresentam o mesmo mistério.
Onde estão os bárions que faltam? Talvez em um difuso halo gasoso ao redor da Via Láctea. Satélites de raios X detectaram átomos de oxigênio em nossa galáxia que perderam a maior parte de seus oito elétrons, um sinal de que eles habitam um gás de milhões de graus de temperatura; muito mais quente que a superfície do Sol. Mas como não sabemos a que distância esses átomos de oxigênio aquecidos estão de nós, não podemos avaliar com precisão o tamanho desse componente galáctico. Se estiverem relativamente perto do disco, então esse chamado meio circungaláctico não é vasto, extensivo, e, portanto, não tem grande importância. Mas se estiverem muito distantes, espalhados por um halo gigantesco, esse material gasoso poderia superar todas as estrelas da galáxia, fornecendo combustível para a formação estelar por bilhões de anos vindouros.

Felizmente, a Via Láctea é tão imensa que governa um séquito de galáxias menores que giram em torno dela, assim como luas orbitam um planeta. A mais esplêndida galáxia satélite é a Grande Nuvem de Magalhães, que brilha a 160 mil anos-luz da Terra. Como todos os outros satélites galácticos, ela se move ao redor da Via Láctea, mas ao contrário da maioria de seus iguais, está repleta de gás, que é ejetado à medida que ele mesmo se choca violentamente com o gás do halo. A quantidade de gás perdido depende da velocidade com que nosso vizinho se move e da densidade do gás do halo. E com essa densidade pode-se calcular a estimativa correspondente de massa.
Recentemente, o telescópio espacial Hubble mediu a velocidade da galáxia. Isso permitiu que os astrônomos Munier Salem, da Universidade Columbia, Gurtina Besla da Universidade do Arizona, e seus colegas estudassem o gás ejetado, ou perdido, e estimassem que a densidade de gás no halo da Via Láctea, perto da Grande Nuvem de Magalhães, é de 0,0001 átomo por centímetro cúbico. Isso não é muito, somente cerca de 10 mil vezes mais tênue que o gás interestelar no disco da Via Láctea, mas o halo cobre uma área muito grande. Os astrônomos presumem que a densidade do gás diminui à medida que se distancia do centro da Via Láctea, e calculam que ele equivale a 26 bilhões de massas solares, ou quase a metade da quantidade contida em todas as estrelas da Via Láctea. Matthew Miller, estudante de graduação na Universidade de Michigan, que está concluindo sua dissertação sobre o meio circungaláctico, afirma que esse número corresponde a estimativas anteriores, mas está baseado em uma medição mais direta da densidade. 
A massa de gás do halo calculada recentemente constitui apenas 15% do esperado conteúdo bariônico da Via Láctea. De acordo com Besla, a verdadeira quantidade de gás do halo provavelmente é maior, porque sua densidade pode diminuir menos com a distância do que previsto pelo modelo padrão. Miller suspeita que os bárions desaparecidos possam estar completamente ausentes da Via Láctea, sem jamais terem caído em nossa galáxia com a matéria escura; nesse caso, eles estariam à deriva no vasto espaço entre galáxias gigantes.
Besla prevê que futuros trabalhos poderão produzir uma medição mais precisa. Outra galáxia rica em gás, a Pequena Nuvem de Magalhães, a 200 mil anos-luz da Terra, orbita a Grande Nuvem de Magalhães. A dança das duas lançou gás em um imenso fluxo de mais de meio milhão de anos-luz de extensão. A maior parte desse chamado Fluxo de Magalhães se estende além da Grande Nuvem de Magalhães e, portanto, a densidade do gás do halo deveria ser sondada em outro lugar, restringindo ainda mais a massa do meio circungalácticio, pondera Besla.
De fato, astrônomos aqui na Terra têm sorte: eles habitam uma das poucas galáxias gigantes que têm a vantagem de ter duas galáxias satélite ricas em gás próximas. “É incrível quanta informação esse sistema nos fornece”, comemora Besla. Comparativamente, todos os satélites que orbitam uma galáxia gigante mais típica não têm mais gás, e quaisquer astrônomos ali podem olhar com silenciosa inveja para seus iguais na Via Láctea.

A pesquisa foi apresentada para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Scientific American

Confirmada evidências de fluxos de água líquida no planta Marte

Novas descobertas da sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) da NASA forneceram as evidências mais fortes, até agora, de que água líquida corre de forma intermitente no planeta Marte.

© NASA/JPL/U. Arizona (listras longas, estreitas e escuras em Marte)

Estas listras longas, estreitas e escuras com 100 metros de comprimento chamadas Recurring Slope Lineae (RSL) que correm monte abaixo em Marte são formadas por fluxos contemporâneos de água. Recentemente, os cientistas planetários detectaram sais hidratados nestas encostas da cratera Hale, corroborando a sua hipótese inicial de que as estrias são, na verdade, formadas por água líquida. Pensa-se que a cor azul vista mais acima nos montes sejam estrias escuras não relacionadas com a sua formação, ao invés relacionadas com a presença do mineral piroxena. A imagem foi produzida graças a uma imagem a cores falsas IRB (infravermelho-vermelho-azul) ortorretificada num modelo digital do terreno produzido pelo HiRISE a bordo da MRO. O exagero vertical é de 1,5.

Usando um espectrômetro de imagem a bordo da MRO, os pesquisadores detectaram assinaturas de minerais hidratados em encostas onde misteriosas listras são vistas no Planeta Vermelho. Estas estrias escuras parecem aparecer e desaparecer ao longo do tempo. Escurecem e parecem correr encostas íngremes durante as estações mais quentes e, em seguida, desaparecem nas estações mais frias. Foram avistadas em vários locais de Marte quando as temperaturas estão acima dos -23º C, e desapareceram em épocas mais frias.

"A nossa missão em Marte tem sido a de 'seguir a água', na nossa busca por vida no Universo, e agora temos ciência convincente que valida o que há muito suspeitávamos," afirma John Grunsfeld, astronauta e administrador associado de missões científicas da NASA em Washington, EUA. "Este é um desenvolvimento significativo, pois parece confirmar que a água, embora salgada, corre atualmente à superfície de Marte."

Estes fluxos monte abaixo têm sido muitas vezes descritos como estando possivelmente relacionados com água líquida. Os novos achados de sais hidratados nas encostas apontam para qual será a relação com essas características escuras. Os sais hidratados baixam o ponto de solidificação de uma solução salina líquida, tal como o sal nas estradas aqui na Terra faz com que o gelo e a neve derretam mais rapidamente. Os cientistas dizem que é provavelmente a existência de um fluxo raso à subsuperfície, com água suficiente para subir à superfície e assim explicar o escurecimento.

"Nós descobrimos os sais hidratados apenas quando as características sazonais eram mais vastas, o que sugere que ou as próprias listras escuras ou um processo que as forma será a fonte da hidratação. Em ambos os casos, a detecção de sais hidratados nestas encostas significa que a água desempenha um papel vital na formação das estrias," afirma Lujendra Ojha do Instituto de Tecnologia da Georgia em Atlanta.

Ojha notou pela primeira vez estas características intrigantes enquanto estudante da Universidade do Arizona em 2010, usando imagens do instrumento High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) da MRO. As observações do HiRISE documentaram agora RSL em dúzias de locais em Marte. O novo estudo junta observações do HiRISE com mapeamento mineral do Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM), também do mesmo orbitador.

As observações do espectrômetro mostram assinaturas de sais hidratados em vários locais de RSL, mas apenas quando as características escuras são relativamente largas. Quando os pesquisadores observaram os mesmos locais e os RSL não eram tão extensos, não detectaram sais hidratados.

© NASA/JPL/U. Arizona (criação dos RSL numa encosta de Marte com aumento da temperatura)

As assinaturas espectrais foram interpretadas como provocadas por minerais hidratados chamados percloratos. Os sais hidratados mais consistentes com as assinaturas químicas são provavelmente uma mistura de perclorato de magnésio, clorato de magnésio e perclorato de sódio. Sabe-se que alguns percloratos impedem líquidos de congelar mesmo em condições tão frias quanto -70º C. Na Terra, os percloratos produzidos naturalmente estão concentrados em desertos, e alguns tipos de percloratos podem ser usados como combustível para foguetes.

Os percloratos já foram anteriormente observados em Marte. O módulo de aterrissagem Phoenix da NASA e o rover Curiosity descobriram percloratos no solo do planeta e alguns cientistas acreditam que as missões Viking na década de 1970 mediram também assinaturas destes sais. No entanto, este estudo dos RLS detectou percloratos, agora na forma hidratada, em diferentes áreas daquelas exploradas a partir do solo. Esta é também a primeira vez que os percloratos foram identificados a partir de órbita.

A MRO estuda Marte desde 2006 com os seus seis instrumentos científicos.

"A capacidade da MRO em observar vários anos marcianos com uma carga útil capaz de ver os pequenos detalhes dessas características permitiu resultados como estes: primeiro, a identificação destas intrigantes listras sazonais, e agora um grande passo em frente no sentido de explicar o que são," afirma Rich Zurek, cientista do projeto MRO no Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA em Pasadena, no estado americano da Califórnia.

Para Ojha, as novas descobertas são mais uma prova de que as linhas misteriosas que viu pela primeira vez escurecendo encostas marcianas há cinco atrás são, de fato, água.

"Quando a maioria das pessoas falam sobre água em Marte, geralmente falam de água no passado ou água gelada," explica. "Agora, sabemos que a história não termina aqui. Esta é a primeira detecção espectral que inequivocamente apoia as nossas hipóteses de formação de água líquida nos RSL."

Esta descoberta é a mais recente dos muitos avanços das missões marcianas da NASA.

"Foram precisas várias sondas, ao longo de vários anos, para resolver este mistério, e agora sabemos que há água líquida à superfície deste planeta desértico e frio," afirma Michael Meyer, cientista-chefe do Programa de Exploração de Marte da NASA na sede da agência em Washington. "Parece que quanto mais estudamos Marte, mais aprendemos sobre a vida e onde existem recursos para apoiar a vida no futuro."

Um artigo sobre as descobertas foi publicado ontem na revista Nature Geoscience.

Fonte: NASA

Eclipse total da Super Lua

Nesta noite de domingo a Lua irá entrar no cone de sombra da Terra e provavelmente deve adquirir uma coloração avermelhada.

© NASA (Eclipse Total da Lua)

A Lua desta noite será particularmente brilhante, pois ela alcançará sua fase cheia quando estiver relativamente mais próxima da Terra na sua órbita elíptica ao redor do nosso planeta. De fato, por algumas medidas de tamanho e brilho, a Lua Cheia dessa noite é designada como sendo uma Super Lua, pois a Lua estará no perigeu fazendo a Lua parecer 14% maior em diâmetro do que o habitual e cerca de 30% mais brilhante do que a Lua Cheia em média. Contudo, a nossa Lua irá aparentar uma tonalidade avermelhada pois estará totalmente mergulhada na sombra da Terra. A coloração avermelhada resulta do fato da luz solar azul ser mais fortemente espalhada pela atmosfera da Terra, enquanto a luz vermelha é refratada e atinge a Lua eclipsada. A Lua desta noite pode também ser chamada de Lua da Colheita (Harvest Moon), já que é a Lua Cheia que ocorre mais próxima do equinócio de Setembro, uma época marcada pela colheita das plantações no hemisfério norte da Terra. Eclipses totais com Super Lua são fenômenos relativamente raros, a coincidência destes dois eventos ocorreu apenas cinco vezes no século passado, sendo que o último eclipse com Super Lua aconteceu em 1982 e o próximo será em 2033.

A Super Lua é um fenômeno relativamente comum. Na média, acontece uma vez a cada 13 meses. Eclipses lunares também ocorrem todos os anos. Contudo, eclipses lunares totais são mais raros. Aliás, o próximo será visto no Brasil somente daqui a quatro anos.

O eclipse total da Super Lua nesta noite levará um pouco mais de uma hora, com a Lua na totalidade por volta das 23h11 até 0h23 (horário de Brasília), e será visível do leste da América do Norte depois do pôr-do-Sol, na América do Sul no meio da noite e no oeste da Europa antes do nascer do Sol. No Brasil o eclipse será visível em todo o território. O evento começará a partir das 21h12 e ficará totalmente visível até às 2h22 da segunda-feira.

Se o céu estiver limpo e o horizonte aberto o espetáculo estará garantido. Se chover, é possível acompanhar o eclipse pela internet. Vários sites farão transmissão ao vivo do evento. Um deles é o site da revista Sky & Telescope, outro canal é o site da NASA, que começarão a transmitir o evento às 22h deste domingo.

Fonte: NASA & Revista Galileu

Descoberto buraco negro 30 vezes maior que o tamanho esperado

O buraco negro supermassivo de uma galáxia descoberta recentemente é bem maior do seria possível, de acordo com as atuais teorias da evolução galáctica.

© Vista Magellanic Clouds Survey (galáxia SAGE0536AGN)

Na imagem acima a galáxia é o objeto elíptico localizado no centro.

O novo trabalho realizado por astrônomos na Universidade Keele e da Universidade Central Lancashire, mostra que o buraco negro é muito mais massivo do que deveria ser, se comparado com a massa da galáxia ao redor.

A galáxia SAGE0536AGN foi inicialmente descoberta com o telescópio espacial Spitzer da NASA na luz infravermelha. Apesar de ter no mínimo 9 bilhões de anos de vida, ela contém um núcleo galáctico ativo (AGN), um objeto incrivelmente brilhante resultante da acreção de gás por um buraco negro supermassivo central. O gás é acelerado a altíssimas velocidades devido ao imenso campo gravitacional do buraco negro, fazendo com que o gás emita luz.

A equipe também confirmou a presença de um buraco negro medindo a velocidade do gás movendo-se ao seu redor. Usando o Southern African Large Telescope, os cientistas observaram que uma linha de emissão de hidrogênio, no espectro da galáxia (onde a luz é dispersada em suas diferentes cores, um efeito similar é visto usando um prisma) é alargada pelo Efeito Doppler, onde o comprimento de onda (a cor) da luz de um objeto é desviada para o azul e para o vermelho dependendo se ele está se movendo para perto ou para longe nós. O grau de alargamento implica que o gás está se movendo ao redor numa alta velocidade, um resultado do forte campo gravitacional do buraco negro.

Esses dados têm sido usados para calcular a massa do buraco negro: quanto mais massivo é o buraco negro, mais larga é a linha de emissão. O buraco negro descoberto na SAGE0536AGN possui 350 milhões de vezes a massa do Sol. Entretanto, a massa da própria da galáxia, obtida através de medidas do movimento de suas estrelas, tem sido calculada como sendo de 25 bilhões de vezes a massa do Sol. A massa da galáxia é 70 vezes maior que a do buraco negro, mas mesmo assim, o buraco negro é ainda 30 vezes maior do que o esperado para esse tamanho de galáxia.

“As galáxias tem uma grande massa, e então buracos negros aparecem em seus núcleos. Esse um é realmente muito grande, na verdade não seria possível que ele fosse tão grande assim”, disse o Dr. Jacco van Loon, um astrofísico na Universidade Keele.

Em galáxias ordinárias os buracos negros crescem na mesma taxa que a galáxia, mas na SAGE0536AGNN o buraco negro cresceu muito mais rápido, ou a galáxia parou de crescer prematuramente. Devido a essa galáxia ter sido descoberta por acidente, devem existir mais desses objetos esperando para serem descobertos. O tempo irá dizer se a SAGE0536AGN é realmente uma galáxia estranha, ou simplesmente a primeira numa classe de novas galáxias.

Os resultados foram publicados em um artigo no Monthly Notices of The Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

Descoberto novo buraco negro de massa intermediária

De todos os buracos negros observados no Universo, somente uma pequena quantidade deles caem na classificação de buracos negros com massa intermediária.

© ESO (NGC 1313)

Essa imagem colorida obtida pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO revela as partes centrais da galáxia NGC 1313. Explosões sucessivas de formação de estrelas têm inflado e esculpido muitos casulos de gás incandescente. Perto do centro dinâmico da galáxia encontra-se um objeto emitindo raios X que supostamente é um buraco negro de massa intermédia.

Esses são as antíteses dos buracos negros: muito massivos para nascerem da morte de uma única estrela, mas muito pequenos para serem monstros supermassivos vagando pelos centros das galáxias, os buracos negros de massa intermediária (IMBHs) são “simplesmente errôneos”.

A maior parte dos candidatos a IMBHs são duvidosos. Eles podem ser buracos negros menores, ou até mesmo estrelas de nêutrons, que estão se alimentando rapidamente, fazendo com que eles pareçam mais brilhantes, consequentemente mais massivos do que eles realmente são.

Uma maneira de potencialmente contar as pepitas de ouro é usar o que são chamadas de oscilações quase periódicas (QPOs), oscilações cíclicas nos sinais de raios X dos buracos negros. Os astrônomos pensam que essas variações podem ser causadas por algum tipo de ponto quente profundo no disco de gás que alimenta o buraco negro. Se assim for, então uma frequência cíclica do QPO é o tempo que leva para essa fonte orbitar o buraco negro, e isso depende da massa do buraco negro.

Para buracos negros com massas estelares, os QPOs as vezes aparecem em pares, com uma frequência de razão 3:2. Essas frequências integradas são também relacionadas com a massa do buraco negro, onde os astrônomos podem usá-las para estimar o tamanho dos buracos negros.

No ano passado, Dheeraj Pasham, do Goddard Space Flight Center da NASA, e seus colegas usaram essa relação de QPO para estimar a massa do objeto que está produzindo sinais de raios X na galáxia M82. Assim, eles calcularam a massa de aproximadamente 400 massas solares.

Agora, a equipe tem observado outro sinal de raios X ligado a uma QPO na galáxia NGC 1313. Eles estimaram que o objeto tem uma massa entre 3.700 e 6.300 Sóis. Facilmente poderia colocá-lo na família dos IMBHs, cujos membros devem ter uma massa estimada de centenas a centenas de milhares de vezes a massa do Sol.

Se o resultado se manter, ele adiciona uma evidência crescente de que os buracos negros existem em todas as escalas. Mas é importante lembrar que a massa da fonte de raios X da NGC 1313 é uma extrapolação de um sinal cuja natureza nós não entendemos totalmente.

Um artigo foi publicado no periódico Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Sky & Telescope

Buraco negro da Via Láctea mostra sinais de aumento de atividade

Após um novo acompanhamento a longo prazo, três telescópios espaciais detectaram um aumento na taxa de erupções de raios X do buraco negro gigante, mas normalmente tranquilo, no centro da nossa Galáxia.

© Chandra (Sgr A*)

Os cientistas ainda estão tentando descobrir se este é um comportamento normal, que passou despercebido devido a um monitoramento limitado, ou se estas erupções são provocadas pela recente passagem próxima de um objeto misterioso e poeirento.

Ao combinarem informações de campanhas longas de monitoramento pelo observatório de raios X Chandra da NASA e pelo XMM-Newton da ESA, com observações do satélite Swift, os astrônomos foram capazes de rastrear cuidadosamente a atividade do buraco negro supermassivo da Via Láctea ao longo dos últimos 15 anos. O buraco negro supermassivo, a que chamamos Sagitário A* (Sgr A*) , tem uma massa ligeiramente superior a 4 milhões de sóis. Os raios X são produzidos pelo gás quente que flui em direção ao buraco negro.

O novo estudo revela que Sgr A* está produzindo uma brilhante explosão de raios X a cada dez dias. No entanto, ao longo do último ano, houve um aumento de dez vezes na taxa de erupções brilhantes de Sgr A*, cerca de uma por dia. Este aumento aconteceu pouco depois da passagem próxima de um objeto misterioso, chamado G2, por Sgr A*.

"Estamos acompanhando a emissão de raios X de Sgr A* ao longo dos últimos anos. Isto inclui também a passagem deste objeto poeirento", afirma Gabriele Ponti do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre, na Alemanha. "Há cerca de um ano, pensavamos que não tinha surtido absolutamente nenhum efeito sobre Sgr A*, mas os nossos novos dados levantam a possibilidade que tal não é o caso."

Originalmente, os astrônomos pensavam que G2 era uma nuvem prolongada de gás e poeira. No entanto, depois de passar perto de Sgr A* no final de 2013, além de ter ficado ligeiramente esticada pela gravidade do buraco negro, a sua aparência não havia mudado muito. Isto levou a novas teorias que G2 não era simplesmente uma nuvem de gás, mas ao invés uma estrela envolta num casulo empoeirado e alongado.

"Não há um consenso universal no que toca a G2," afirma Mark Morris da Universidade da Califórnia em Los Angeles, EUA. "No entanto, o fato de que Sgr A* ficou mais ativo não muito tempo depois da passagem de G2 sugere que o seu fluxo de matéria pode ter levado a um aumento na taxa de alimentação do buraco negro."

Embora a passagem de G2 tenha mais ou menos coincidido com o surto de raios X de Sgr A*, os astrônomos conhecem outros buracos negros que parecem ter o mesmo comportamento. Portanto, é possível que este maior ruído de Sgr A* seja um traço comum entre os buracos negros e não tenha relação com G2. Por exemplo, o aumento de atividade em raios X pode ser devido a uma mudança na força dos ventos de estrelas massivas na vizinhança, que estão abastecendo o buraco negro com material.

"É demasiado cedo para dizer com certeza, mas vamos manter os nossos olhos de raios X apontados para Sgr A* durante os próximos meses," afirma Barbara De Marco, também do Max Planck. "Esperamos que novas observações nos digam se G2 é responsável pela mudança ou se as novas erupções são apenas parte do comportamento do buraco negro."

A análise inclui 150 observações do Chandra e do XMM-Newton, apontadas para o centro da Via Láctea ao longo dos últimos 15 anos, desde setembro de 1999 até novembro de 2014. O aumento na taxa e no brilho das erupções de Sgr A* ocorreu após meados de 2014, vários meses após a passagem mais próxima de G2 pelo buraco negro supermassivo.

Se a explicação de G2 estiver correta, o aumento nas erupções brilhantes em raios X será o primeiro sinal de material em excesso que cai para o buraco negro devido à passagem íntima da nuvem. É provável que algum gás tenha sido retirado da nuvem e capturado pela gravidade de Sgr A*. Em seguida, pode ter começado a interagir com material quente que se movia em direção ao buraco negro, canalizando mais gás para Sgr A* para mais tarde ser consumido.

Um artigo sobre o assunto foi aceito para publicação na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Hubble tosa uma galáxia “coberta de lã”

Esta nova imagem da galáxia espiral NGC 3521 obtida pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA não está fora de foco.

© Hubble/Robert Gendler (NGC 3521)

Em vez disso, a própria galáxia tem uma aparência suave de lã, uma vez que um membro de uma classe de galáxias conhecidas como espirais floculentas.

Como outras galáxias floculentas, a NGC 3521 carece de uma estrutura de arco claramente definida de seus braços espirais que aparece em galáxias como a Messier 101, que é uma galáxia espiral proeminente. Em espirais floculentas, manchas fofas de estrelas e poeira aparecerem em vários locais nos seus discos. Às vezes, as regiões de tufos de estrelas são dispostas em uma forma geralmente espiral, como na NGC 3521, mas regiões preenchidas de estrelas pode também aparecer como braços espirais curtos e descontínuos.

Cerca de 30% das galáxias espirais são parecidas com a NGC 3521, enquanto cerca de 10% têm suas regiões de formação estelar enroladas em grandes espirais proeminentes.

A NGC 3521 está localizada a cerca de  40 milhões de anos-luz de distância na constelação de Leo (O Leão). O astrônomo britânico William Herschel descobriu o objeto em 1784. Por meio de telescópios modestos, a NGC 3521 pode ter uma aparência brilhante e arredondada dando origem ao seu apelido, o galáxia Bolh, mas muitas vezes não é percebida pelos astrônomos amadores que acabam se concentrando em outras galáxias espirais da constelação, como a M65 e a M66.

Fonte: ESA

Plutão e sua “pele de cobra”

As mais recentes imagens de alta resolução de Plutão, obtidas pela sonda New Horizons da NASA, são deslumbrantes e aliciantes, revelando um grande número de detalhes topográficos inéditos.

© NASA/JHUAPL/SwRI (Tartarus Dorsa)

A imagem acima mostra uma área perto da linha que separa o dia da noite, capta uma vasta paisagem ondulante de estranhas cristas lineares e alinhadas que deixou os membros da missão New Horizons de boca aberta. Nesta fotografia em cores reforçadas, obtida pela New Horizons, conseguimos ver montanhas arredondadas e de textura bizarra, informalmente chamadas Tartarus Dorsa, que se levantam ao longo do terminador de Plutão e mostram padrões intricados de cumes azul-cinza e material avermelhado no meio. Com cerca de 530 km de largura, combina imagens azuis, vermelhas e infravermelhas registadas no dia 14 de julho e resolve detalhes tão pequenos quanto 1,3 km.

"É uma paisagem única e perplexa que se estende por centenas de quilômetros," afirma William McKinnon, da equipe GGI (Geology, Geophysics and Imaging) da New Horizons e da Universidade de Washington em St. Louis, EUA. "Parecem mais cascas de árvore ou escamas de dragão do que geologia. Isto vai levar tempo para desvendar; talvez seja alguma combinação de forças tectônicas internas e sublimação de gelo impulsionada pela tênue luz solar."

A imagem "pele de cobra" da superfície de Plutão é apenas parte dos dados enviados pela New Horizons durante os últimos dias. A sonda também captou imagens de alta resolução e mapas espectrais detalhados de Plutão.

Além das novas imagens, foi também obtido um mapa do metano gelado à superfície de Plutão, que revela contrastes marcantes e novas informações composicionais: Sputnik Planum tem metano abundante, enquanto a região informalmente chamada Cthulhu Regio não tem, a não ser em alguns cumes isolados e orlas de crateras. As montanhas ao longo do flanco oeste de Sputnik também não têm metano.

© NASA/JHUAPL/SwRI (distribuição de metano na superfície de Plutão)

O espectrômetro infravermelho a bordo da New Horizons mapeou a composição da superfície de Plutão enquanto passava pelo planeta anão no dia 14 de julho. À esquerda temos um mapa da abundância do gelo de metano que mostra diferenças regionais flagrantes. A maior absorção de metano é indicada pelas cores roxas mais brilhantes e a menor abundância está a preto. Até agora, só foram recebidos dados da metade esquerda do disco de Plutão. À direita, o mapa de metano foi combinado com imagens de alta resolução obtidas pelo LORRI (Long Range Reconnaissance Imager).

A distribuição do metano pela superfície não é nada simples. As maiores concentrações situam-se nas planícies brilhantes e nas bordas das crateras, e normalmente não existem nos centros das crateras ou nas regiões mais escuras. Fora de Sputnik Planum, o gelo de metano parece favorecer áreas mais claras, mas os cientistas não têm a certeza que tal é assim porque é mais provável o metano concentrar-se aí ou porque a sua condensação ilumina essas regiões.

"É como o clássico problema da galinha e do ovo," afirma Will Grundy, membro da equipe e também do Observatório Lowell em Flagstaff, no estado americano do Arizona. "Não temos a certeza porque é que isto acontece, mas o interessante é que a New Horizons tem a capacidade de fazer mapas composicionais requintados da superfície de Plutão, e isto será crucial para resolver o enigma de Plutão."

"Com estas novas imagens e mapas, viramos uma página no estudo de Plutão, começando a revelar o planeta em alta resolução, tanto em cores como em composição," afirma Alan Stern, pesquisador principal da New Horizons e do Southwest Research Institute (SwRI) em Boulder, no estado americano do Colorado. "Gostaria que o descobridor de Plutão, Clyde Tombaugh, tivesse vivido para ver este dia."

Fonte: NASA

A Nebulosa LDN 988

Estrelas estão se formando dentro da negra e poeirenta nuvem molecular LDN 988.

© Rafael Rodríguez Morales (LDN 988)

Em destaque perto do centro da imagem, distante 2.000 anos luz da Terra, a nuvem Lynds Dark Nebula 988 (LDN 988) e outras nebulosas escuras próximas foram catalogadas por Beverly T. Lynds em 1962 usando as imagens de chapas fotográficas do Palomar Observatory Sky Survey.

Explorações recentes através de filtros de banda estreita e frequências do espectro no infravermelho próximo da nebulosa escura revelaram ondas de choque e fluxos que se espalhavam por anos luz associados a dúzias de estrelas recém-nascidas.

Contudo, nesta precisa visão telescópica no espectro visível, as estruturas irregulares da nebulosa LDN 988 e suas companheiras escuras parecem mais como finas figuras dançantes eclipsando os ricos campos de estrelas no segundo plano na direção da constelação de Cygnus.

Essa região celeste pode ser identificada a olho nu. A área é parte da Grande Fenda de nuvens escuras ao longo do plano da Via Láctea também conhecido como Saco de Carvão do Norte.

Para mais informações veja também: LDN 988: Nebulosa escura em Cisne.

Fonte: NASA

Uma rosa cósmica com muitos nomes

Esta nova imagem da região rosada de formação estelar Messier 17 foi obtida pelo instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla no Chile.

© ESO (região de formação estelar M17)

Trata-se de uma das imagens mais nítidas que mostra toda a nebulosa, revelando não apenas o seu tamanho total mas também muitos detalhes da paisagem cósmica de nuvens de gás, poeira e estrelas recém-nascidas.

A nebulosa tem provavelmente mais nomes do que qualquer outro objeto do seu tipo, nomes estes que lhe foram sendo atribuídos ao longo das épocas. Embora seja conhecida oficialmente por Messier 17 (M17), os seus outros nomes são: Nebulosa Omega, Nebulosa do Cisne, Nebulosa da Marca de Verificação, Nebulosa da Ferradura e Nebulosa da Lagosta.
A M17 está situada a cerca de 5.500 anos-luz de distância da Terra, próximo do plano da Via Láctea na constelação de Sagitário. Este objeto ocupa uma grande área no céu, as suas nuvens de gás e poeira têm uma dimensão de aproximadamente 15 anos-luz. O material da nebulosa alimenta novas estrelas em formação e a imagem de grande angular revela muitas estrelas da M17 e também estrelas atrás e à frente dela.
A nebulosa aparece-nos como uma estrutura vermelha complexa com alguns tons de rosa. A sua cor é a assinatura do hidrogênio gasoso. As estrelas azuis de vida curta que se formaram recentemente na M17 emitem radiação ultravioleta suficiente para aquecerem o gás à sua volta até o ponto em que este começa a brilhar intensamente. Na região central as cores são mais claras e algumas regiões aparecem brancas. Esta cor branca é real, surgindo da junção da radiação emitida pelo gás mais quente com a radiação estelar refletida pela poeira.
Estima-se que o gás na nebulosa tenha mais de 30.000 vezes a massa do Sol. Contém também um aglomerado estelar aberto de 35 estrelas chamado NGC 6618. O número total de estrelas na nebulosa é, no entanto, muito maior, existem quase 800 estrelas no centro, com muitas mais ainda formando-se nas regiões mais periféricas.
No meio deste brilho rosado a nebulosa mostra uma teia de regiões mais escuras de poeira que obscurecem a luz. No entanto, este material obscurante também brilha. Apesar destas áreas aparecerem escuras nesta imagem obtida no visível, tornam-se brilhantes quando observadas por câmeras infravermelhas.
A nebulosa deve o seu nome oficial ao caçador de cometas francês Charles Messier, que incluiu esta nebulosa como o objeto número 17 no seu famoso catálogo astronômico de 1764. O astrônomo Jean Philippe de Chéseaux descobriu o objeto em 1745, mas a sua descoberta não mereceu atenção especial. Messier redescobriu-o de forma independente e catalogou-o quase 20 anos depois.

No entanto, mesmo com um nome tão insípido como Messier 17, esta nebulosa florida aparece-nos deslumbrante. Feliz Primavera!

Fonte: ESO

A raridade de pares de buracos negros supermassivos em galáxias

De acordo com um novo estudo por astrônomos que analisaram dados do VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) do NSF (National Science Foundation), podem existir menos pares de buracos negros supermassivos orbitantes, nos núcleos de galáxias gigantes, do que se pensava.

© NRAO/AUI/NSF (galáxias em fusão)

Na imagem acima, à esquerda temos a galáxia J0702+5002, que não é uma galáxia em forma de X, cuja forma é provocada por uma fusão. À direita está a galáxia J1043+3131, que é um candidato "genuíno" a um sistema que sofreu fusão.

As galáxias massivas têm buracos negros com milhões de vezes a massa do Sol nos seus centros. Quando duas destas galáxias colidem, os seus buracos negros supermassivos participam numa dança orbital que acaba por resultar na combinação do par. Esse processo é a fonte mais forte das ondas gravitacionais, que há muito tempo são procuradas. Mesmo assim, ainda não foram detectadas diretamente.

"As ondas gravitacionais representam a próxima grande fronteira da astrofísica e a sua detecção conduzirá a novos conhecimentos sobre o Universo," afirma David Roberts da Universidade Brandeis, autor principal da pesquisa.

Os astrônomos de todo o mundo começaram programas para monitorizar pulsares que giram velozmente na Via Láctea, na tentativa de detectar ondas gravitacionais. Estes programas procuram medir mudanças nos sinais dos pulsares, mudanças estas provocadas pela distorção do tecido do espaço-tempo devido às ondas gravitacionais. Os pulsares são estrelas de nêutrons superdensas, que giram muito depressa e que emitem feixes de luz parecidos com os dos faróis e ondas de rádio que permitem a medição precisa das suas taxas de rotação.

Roberts e colegas estudaram uma amostra de galáxias chamadas "radiogaláxias em forma de X," cuja estrutura peculiar indica a possibilidade dos jatos emissores de rádio e das partículas extremamente rápidas expelidas pelos discos de material ao redor dos buracos negros centrais destas galáxias terem mudado de direção. Esta mudança foi provocada provavelmente por uma fusão anterior com outra galáxia, fazendo com que o eixo de rotação do buraco negro, bem como o eixo do jato, mudasse de direção.

Trabalhando com uma lista anterior de 100 destes objetos, recolheram dados de arquivo do VLA para obter imagens novas e mais detalhadas de 52 deles. A sua análise das novas imagens levou-os a concluir que apenas 11 são candidatos "genuínos" a galáxias que se fundiram, fazendo com que os jatos de rádio mudassem de direção. As mudanças dos jatos em outras galáxias têm outras causas.

Extrapolando a partir deste resultado, os astrônomos estimaram que menos de 1,3% das galáxias com emissão de rádio estendida sofreram fusões. Esta taxa é cinco vezes mais baixa do que as estimativas anteriores.

"Isto pode reduzir significativamente o nível de ondas gravitacionais muito longas oriundas de radiogaláxias em forma de X, em comparação com estimativas anteriores," explica Roberts. "Será muito importante relacionar as ondas gravitacionais com objetos que vemos através da radiação eletromagnética, como as ondas de rádio, a fim de avançar a nossa compreensão da física fundamental," acrescentou.

As ondas gravitacionais, ondulações no espaço-tempo, foram previstas em 1916 por Albert Einstein como parte da sua teoria da relatividade geral. As primeiras evidências de tais ondas surgiram de um pulsar em órbita de outra estrela, um sistema descoberto em 1974 por Joseph Taylor e Russell Hulse. As observações deste par ao longo de vários anos mostram que as suas órbitas estão decaindo exatamente à taxa prevista pelas equações de Einstein, o que indica que as ondas gravitacionais transportam energia para longe do sistema.

Por este trabalho, Taylor e Hulse receberam em 1993 o Prêmio Nobel da Física, que confirmou o efeito previsto das ondas gravitacionais. No entanto, ainda não foi feita a detecção direta destas ondas.

Roberts trabalhou com Jake Cohen e Jing Lu, alunos de Brandeis que recolheram os dados de arquivo do VLA e produziram as imagens das galáxias; e Lakshmi Saripalli e Ravi Subrahmanyan do Instituto de Pesquisa Raman em Bangalore, Índia.

Os pesquisadores relatam os seus resultados e análises num par de artigos publicados nos periódicos The Astrophysical Journal Letters e The Astrophysical Journal Supplements.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Ilusão óptica cósmica em Ursa Maior

Algumas das vistas deslumbrantes que temos do cosmos devem a sua beleza a um truque de perspectiva, como captado nesta imagem do telescópio espacial Hubble da NASA e ESA.

© Hubble (galáxias PGC 37639 e PGC 101374)

As galáxias na parte superior e inferior do quadro são denominadas PGC 37639 e PGC 101374, respectivamente. Embora possa parecer como se as duas estão no meio de um cabo-de-guerra galáctico, ligado pela corrente proeminente em azul através do centro da imagem, a PGC 37639 encontra-se um pouco mais próxima da Terra do que a seu companheira, e as duas não estão fisicamente conectadas.

Em outro truque óptico, nota-se que a imagem não contém duas galáxias, mas pelo menos quatro. O trecho superior esquerdo realmente hospeda duas galáxias nos estágios iniciais de fusão. Seus centros brilhantes ainda podem ser vistos separadamente, brilhando em meio a um turbilhão de gás e poeira.

Uma galaxia espiral menor e relativamente intacta, conhecida como SDSSCGB 19.4, pode ser vista a direita da dupla fusão. Este trio de galáxias compreende o Arp 194, um grupo de galáxias localizado a pouco menos de 600 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação de Cepheus.

O rastro azul provavelmente se formou pelas interações gravitacionais turbulentas que ocorrem na parte superior da imagem, o amontoado superior de galáxias é um turbilhão de braços agitando em espiral. A corrente possui cerca de 100.000 anos-luz de comprimento, e é composta de gás, poeira e muitos milhões de estrelas recém-nascidas. As estrelas são aglutinadas para formar aglomerados de estrelas, que por sua vez se acumulam mais tarde como superaglomerados, elas são responsáveis ​​pela tonalidade azul impressionante da imagem. Estas estrelas são em sua maioria jovem, quente e massiva, uma combinação que faz com que elas emitem luz azul.

Esta imagem foi lançada em 2009, para comemorar 19 anos do telescópio Hubble no espaço. No mês de Abril o telescópio espacial Hubble alcançou o marco de um quarto de século em órbita da Terra.

Fonte: ESA

A galáxia espiral M96 vista pelo Hubble

Faixas de poeira parecem girar em torno do núcleo de Messier 96 (M96) neste retrato colorido e detalhado do centro de uma bela ilha no Universo.

© Hubble/Robert Gendler (M96)

Obviamente, a M96 é uma galáxia espiral, e contando os braços tênues que ultrapassam a região central mais brilhante, que se estende por 100 mil anos-luz ou mais, o que a torna maior que a nossa própria galáxia, a Via Láctea. A M96, também conhecida como NGC 3368, está localizada a cerca de 35 milhões de anos-luz e é um membro dominante do grupo de galáxias Leão I.

A imagem acima foi realizada pelo telescópio espacial Hubble. A razão para a assimetria da M96 não está evidente, poderia ter surgido a partir de interações gravitacionais com outras galáxias do grupo Leão I, mas a falta de um brilho difuso intra-grupo parece indicar algumas interações recentes. As galáxias ao longe no plano de fundo podem ser encontradas através da análise dos limites da imagem.

Fonte: NASA

A evolução de galáxias através de suas interações

Sabe-se hoje que as galáxias em fusão desempenham uma grande função na evolução das galáxias e particularmente na formação de galáxias elípticas.

© Hubble/Judy Schmidt (NGC 3921)

No entanto, existem apenas alguns sistemas que se fundem perto o suficiente para serem observados em profundidade. Um desses sistemas é o par de galáxias em interação visto na imagem acima, conhecida como NGC 3921.

A NGC 3921, que está localizada na constelação de Ursa Maior, é um par de galáxias interagindo nos estágios finais de sua fusão. As observações mostram que ambas as galáxias envolvidas possuem aproximadamente a mesma massa, que colidiram cerca de 700 milhões de anos atrás. Você pode ver claramente nesta imagem a morfologia perturbada, caudas e arcos característicos de uma pós-fusão.

O choque de galáxias provocou uma onda de formação de estrelas, onde em observações anteriores do Hubble mostraram mais de 1.000 conjuntos de estrelas jovens e brilhantes que eclodiram para a vida no coração do par de galáxias.

Fonte: ESA

Explicado o estranho sinal de buracos negros em colisão

Emaranhados pela gravidade e destinados a uma fusão, dois candidatos a buraco negro numa galáxia distante parecem estar numa dança intricada.

© U. de Columbia (simulação do estranho sinal de luz oriundo de um par coeso de buracos negros)

Pesquisadores usando dados do GALEX (Galaxy Evolution Explorer) e do telescópio espacial Hubble obtiveram a confirmação mais convincente, até agora, para a existência de buracos negros em fusão e encontraram novos detalhes sobre o seu estranho e cíclico sinal de luz.

Os candidatos a buraco negro, com o nome PG 1302-102, foram identificados pela primeira vez no início deste ano usando telescópios terrestres. Estes buracos negros são o par orbital mais íntimo já detectado até agora, com uma separação não muito maior que o diâmetro do nosso Sistema Solar. Espera-se que colidam e entrem em fusão daqui a menos de um milhão de anos, provocando uma explosão titânica equivalente a 100 milhões de supernovas.

Os cientistas estão estudando este par para melhor compreender como as galáxias e os buracos negros gigantes nos seus núcleos se fundem, uma ocorrência comum no Universo jovem. Mas apesar da frequência desses eventos, são difíceis de detectar e confirmar.

O PG 1302-102, localizado a 3,5 bilhões de anos-luz de distância, é um de apenas um punhado de bons candidatos a buraco negro duplo. Foi descoberto e anunciado no início deste ano por pesquisadores do Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena, EUA, depois de terem examinado um estranho sinal de luz proveniente do centro de uma galáxia. Foram utilizados os telescópios do CRTS (Catalina Real-Time Transient Survey), possibilitando demonstrar que o sinal varia provavelmente devido ao movimento de dois buracos negros, que giram um em torno do outro a cada cinco anos. Embora os buracos negros, propriamente ditos, não emitam luz, o material em torno deles emite.

Foi encontrado no novo estudo mais evidências para suportar e confirmar a dança íntima destes buracos negros. Usando dados ultravioletas do GALEX e do Hubble, foi possível acompanhar as mudanças nos padrões de luz do sistema ao longo dos últimos 20 anos.

"Tivemos a sorte de ter dados do GALEX para estudar," afirma David Schiminovich, da Universidade de Columbia em Nova Iorque. "Voltamo-nos para os arquivos do GALEX e descobrimos que o objeto tinha sido observado seis vezes."

O Hubble observa no visível e em outros comprimentos de onda, particularmente o ultravioleta. Curiosamente, também já tinha observado o objeto no passado.

A luz ultravioleta foi importante para testar uma previsão de como os buracos negros geram um padrão cíclico de luz. A ideia é que um dos buracos negros do par está emitindo mais luz, está devorando mais matéria do que o outro e este processo aquece a matéria e emite luz energética. À medida que este buraco negro orbita o seu parceiro a cada cinco anos, a sua luz muda e parece aumentar de brilho quando se dirige na nossa direção.

"É como se uma lâmpada de 60 watts de repente se transformasse numa de 100 watts," explica Daniel D'Orazio, autor principal do estudo da Universidade de Columbia. "À medida que o buraco negro se desloca na direção contrária à nossa, a lâmpada de 60 watts transforma-se numa de 20 watts."

O que está provocando estas mudanças na luz? Um conjunto de alterações tem a ver com o efeito do "desvio para o azul", no qual a luz é espremida para comprimentos mais curtos à medida que viaja na nossa direção, do mesmo modo que a sirene de uma ambulância apita em frequências mais altas quando se dirige na nossa direção. Outra razão tem a ver com a enorme velocidade do buraco negro.

O buraco negro mais brilhante, na verdade, está viajando quase a 7% da velocidade da luz, em outras palavras, muito depressa. Embora o buraco negro demore cinco anos para orbitar o companheiro, está trafegando com distância enormes. Seria como se um buraco negro desse a volta ao nosso Sistema Solar estando à distância da Nuvem de Oort, em apenas cinco anos. A velocidades tão elevadas como esta, conhecidas como velocidades relativísticas, a luz torna-se mais brilhante.

D'Orazio e colegas modelaram este efeito com base num artigo anterior e previram o seu aspeto no ultravioleta. Determinaram que, se o aumento e a diminuição periódica de brilho, anteriormente vista no visível, fosse devido a um efeito de reforço relativístico, então o mesmo comportamento periódico deveria estar presente em comprimentos de onda ultravioleta, mas ampliados 2,5 vezes. A luz ultravioleta do GALEX e do Hubble coincidiu com as suas previsões.

"Estamos fortalecendo as nossas ideias sobre o que está ocorrendo neste sistema e começando a compreendê-lo melhor," comenta Zoltán Haiman, que concebeu o projeto e também da Universidade de Columbia.

Os resultados vão também ajudar os pesquisadores a compreender como encontrar buracos negros em fusão ainda mais íntimos, o que alguns consideram como o Santo Graal da física e a busca por ondas gravitacionais. Prevê-se que, nos momentos derradeiros que antecedem a união final entre dois buracos negros, quando giram muito próximos entre si como patinadores numa "espiral da morte", criem ondulações no espaço e no tempo. Chamadas ondas gravitacionais, cuja existência decorre da teoria da gravidade de Albert Einstein publicada há 100 anos atrás, contêm pistas sobre o tecido do nosso Universo.

Os resultados também são uma porta de entrada para a compreensão de outros buracos negros em fusão pelo Universo, uma população que só agora começa a abrir mão dos seus segredos.

O novo estudo foi publicado ontem na revista Nature.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Triângulo de Pickering na Nebulosa do Véu

De aparência tumultuada, estes filamentos de gás agitado e brilhante se espalham através dos céus na direção da constelação de Cygnus (Cisne), como parte da Nebulosa do Véu.

© J-P Metsävainio (Triângulo de Pickering)

De fato, o caos impera por lá. A Nebulosa do Véu por si só é uma gigantesca remanescente de supernova, uma nuvem expansiva resultante da morte explosiva de uma estrela massiva.

Os astrônomos estimam que a luz emanada pela explosão original da supernova atingiu a Terra há cerca de 5.000 anos.

Ejetadas no evento cataclísmico, as ondas de choque navegam pelo espaço varrendo o material interestelar de forma dramática. Os filamentos brilhantes são como longas ondulações em uma fina folha de papel vista pelas bordas, notavelmente bem separadas refletindo o brilho de átomos de hidrogênio e enxofre ionizado mostrados respectivamente em vermelho e verde. O oxigênio está demonstrado em tons de azul.

Também conhecida como Cygnus Loop, a Nebulosa do Véu se estende por cerca de 3 graus, ou seja, 6 vezes o diâmetro da Lua cheia. Isso se traduz em mais de 70 anos-luz de diâmetro na sua distância estimada em 1.500 anos-luz. Este campo de visão abrange, no entanto, menos de um terço dessa largura.

Identificado como Triângulo de Pickering em homenagem ao diretor do Harvard College Observatory e catalogada como NGC 6979, esse complexo de filamentos é mais apropriadamente conhecido como Williamina Fleming’s Triangular Wisp.

Fonte: NASA

Uma tímida vizinha galáctica

A Galáxia Anã do Escultor, que pode ser vista nesta imagem obtida pela câmara Wide Field Imager, instalada no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla do ESO, é uma vizinha da nossa Galáxia, a Via Láctea.

© ESO (Galáxia Anã do Escultor)

Apesar da sua proximidade, ambas as galáxias têm histórias muito diferentes. Esta galáxia é muito menor e mais velha do que a Via Láctea, o que a torna um objeto valioso para estudar tanto a formação estelar como a formação galática no Universo primordial. No entanto, devido ao seu brilho fraco, este estudo não se revela nada fácil. Esta galáxia tênue não deve ser confundida com a muito mais brilhante Galáxia do Escultor (NGC 253) na mesma constelação.

A Galáxia Anã do Escultor, também conhecida por Galáxia Anã Elíptica do Escultor ou Galáxia Anã Esferoidal do Escultor, é, como o nome indica, uma galáxia anã esferoidal e uma das quatorze galáxias satélite que se sabe orbitarem a Via Láctea. Estes objetos galáticos situam-se próximo do halo extenso da Via Láctea, uma região esférica que se estende para muito além dos braços espirais da nossa Galáxia. Como o seu nome indica, esta galáxia situa-se na constelação austral do Escultor, a cerca de 280.000 anos-luz de distância da Terra. Apesar da sua proximidade, a galáxia foi apenas descoberta em 1937, uma vez que as estrelas são tênues e se encontram muito espalhadas pelo céu.
Embora seja difícil de encontrar, a Galáxia Anã do Escultor estava entre as primeiras galáxias anãs que se descobriram em órbita da Via Láctea. A forma minúscula da galáxia intrigou os astrônomos no momento da sua descoberta, mas atualmente as galáxias anãs esferoidais desempenham um papel importante ao permitirem uma investigação mais profunda do passado do Universo.
Pensa-se que a Via Láctea, como todas as galáxias grandes, se formou no Universo primordial a partir de outras galáxias menores. Se algumas destas pequenas galáxias existem ainda hoje, então deverão conter muitas estrelas extremamente velhas. A Galáxia Anã do Escultor corresponde a uma galáxia primordial, já que possui um enorme número de estrelas velhas, estrelas estas que podem ser vistas na imagem.
Os astrônomos conseguem determinar a idade das estrelas na galáxia, porque a radiação emitida transporta as assinaturas de apenas uma pequena quantidade de elementos químicos pesados, que acumulam-se nas galáxias com o passar de sucessivas gerações de estrelas. Um nível baixo de elementos pesados indica por isso que a idade média das estrelas na Galáxia Anã do Escultor é elevada.
Esta quantidade de estrelas velhas faz com que a Galáxia Anã do Escultor seja um bom alvo de estudo dos períodos iniciais da formação estelar. Num estudo recente os astrônomos combinaram todos os dados disponíveis desta galáxia e criaram a história de formação estelar mais precisa determinada até hoje para uma galáxia anã esferoidal. Esta análise revelou dois grupos distintos de estrelas na galáxia. O primeiro grupo predominante corresponde a população velha, com falta de elementos pesados. O segundo grupo menor é, em contraste, rico em elementos pesados. Esta população estelar jovem está concentrada na direção do núcleo da galáxia.
As estrelas no centro das galáxias anãs, como a Galáxia Anã do Escultor, podem ter histórias de formação estelar complexas. No entanto, como a maioria das estrelas nestas galáxias se encontram isoladas umas das outras e não interagem durante bilhões de anos, cada grupo de estrelas segue o seu próprio percurso de evolução estelar. O estudo das semelhanças das histórias das galáxias anãs e dos seus desvios ocasionais, contribui para compreendermos a evolução de todas as galáxias, desde as mais tímidas anãs às maiores espirais. É por isso que os astrônomos têm muito a aprender com as vizinhas da Via Láctea.

Fonte: ESO

Astrônomos perscrutam estrela ainda em formação

Astrônomos conseguiram ver através do "saco amniótico" de uma estrela ainda em formação para observar pela primeira vez a região mais interna de um sistema solar emergente.

© David Cabezas Jimeno (ilustração do sistema HD 100546)

Uma equipe internacional de astrônomos descreve num artigo descobertas surpreendentes nas suas observações da estrela progenitora, HD 100546.

O autor principal, Dr. Ignacio Mendigutía, da Escola de Física e Astronomia da Universidade de Leeds, no Reino Unido, afirma: "ninguém jamais foi capaz de sondar tão perto de uma estrela ainda em formação e que também tem pelo menos um planeta tão próximo".

"Fomos capazes de detectar pela primeira vez a emissão da região mais interna do disco de gás que rodeia a estrela central. Inesperadamente, esta emissão é semelhante à das estrelas jovens e 'estéreis' que não mostram quaisquer sinais de formação planetária ativa."

Para observar este sistema distante, os astrônomos usaram o VLTI (Very Large Telescope Interferometer) no Chile. O VLTI combina o poder de observação de quatro telescópios (cada um com 8,2 m) e pode produzir imagens tão nítidas quanto um único telescópio com 130 metros de abertura.

O professor Rene Oudmaijer, também da mesma universidade, comenta: "Considerando a grande distância que nos separa da estrela (325 anos-luz), o desafio foi parecido a tentar observar algo do tamanho de uma cabeça de alfinete a 100 km de distância."

A HD 100546 é uma estrela jovem (com apenas um milésimo da idade do Sol) rodeada por uma estrutura de gás e poeira em forma de disco, chamada disco protoplanetário, no qual os planetas se podem formar. Estes discos são comuns em torno de estrelas jovens, mas o da HD 100546 é muito peculiar: se a estrela fosse colocada no centro do nosso Sistema Solar, a parte externa do disco se estenderia até cerca de dez vezes a órbita de Plutão.

O Dr. Mendigutía explica: "Ainda mais interessante, o disco exibe uma lacuna desprovida de material. A abertura é muito grande, cerca de dez vezes o tamanho do espaço que separa o Sol da Terra. O disco interno de gás pode sobreviver por alguns anos antes de ficar preso na estrela central, por isso deve estar sendo reabastecido de alguma forma".

"Sugerimos que a influência gravitacional do planeta ainda em formação, ou possivelmente planetas, na lacuna pode estar reforçando a transferência de material a partir da parte externa do disco, rica em gás, para as regiões interiores."

Sistemas como HD 100546, que são conhecidos por terem tanto um planeta como uma abertura no disco protoplanetário, são extremamente raros. O único outro exemplo já descoberto é um sistema em que a abertura no disco está dez vezes mais distante da estrela central do que a abertura no sistema de HD 100546.

"Com as nossas observações do disco interno de gás no sistema HD 100546, estamos começando a entender os primeiros momentos de estrelas que hospedam planetas numa escala comparável à do nosso Sistema Solar," conclui Oudmaijer.

Um artigo científico intitulado 'High resolution Brγ spectro-interferometry of the transitional Herbig Ae/Be star HD 100546: A Keplerian gaseous disc inside the inner rim' foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

Um girassol galáctico

O arranjo dos braços espirais na galáxia Messier 63 (M63, ou NGC 5055), observados na nova imagem realizada pelo telescópio espacial Hubble, lembra o padrão encontrado no centro de um girassol. Assim, o apelido desse objeto cósmico é, Galáxia do Girassol, e não é uma coincidência.

© Hubble (M63)

Descoberta por Pierre Mechain, em 1779, e posteriormente, a galáxia se tornou o sexagésimo terceiro objeto no famoso catálogo do astrônomo francês Charles Messier, publicado em 1781. Os dois astrônomos registraram a Galáxia do Girassol, brilhando na pequena constelação do céu do norte de Canes Venatici (os Cães de Caça). Essa galáxia está localizada a cerca de 27 milhões de anos-luz de distância da Terra, e pertence ao grupo de galáxias M51, um grupo de galáxias que foi nomeado graças a presença de seu membro mais brilhante, a Messier 51 (M51, ou NGC 5194), outra galáxia com forma espiral, chamada de Galáxia do Redemoinho.

© Hubble (M51)

Os braços galácticos, seja no girassol ou no redemoinho, são somente alguns exemplos da preferência aparente da natureza para espirais. Para galáxias como a M63, os braços brilham de forma intensa devido à presença de estrelas gigantes, brancas e azuis recentemente formadas, prontamente vistas nessa imagem do Hubble.

Fonte: NASA

Campo magnético misterioso é detectado em sistema estelar duplo

Uma equipe de astrônomos detectou um campo magnético fóssil em ambos os componentes no sistema estelar binário Epsilon Lupi.

© Centre de Données astronomiques de Strasbourg/SIMBAD (Epsilon Lupi)

A Epsilon Lupi, também conhecida como HD 136504, é uma estrela binária brilhante, localizada na constelação do hemisfério sul de Lupus.

O par de estrelas está localizado a aproximadamente 500 anos-luz de distância da Terra, e cada estrela tem entre 7 e 8 vezes a massa do Sol, e combinadas, elas têm cerca de 6.000 vezes a luminosidade do Sol.

Os astrônomos não tinham ideia de que as duas estrelas pudessem possuir campos magnéticos. “A origem do magnetismo entre estrelas massivas é um mistério e essa descoberta pode ajudar a trazer uma luz numa questão de por que essas estrelas possuem campos magnéticos”, disse Matt Shultz da Universidade de Queen no Canadá.

Em estrelas frias, como o Sol, os campos magnéticos são gerados por dínamos, impulsionados por uma forte convecção nas camadas externas da estrela, onde o material quente sobe, resfria e cai de volta. Mas essencialmente não existe convecção no envelope de estrelas massivas, assim, não existe um suporte para um dínamo magnético. Apesar disso, cerca de 10% das estrelas massivas possuem fortes campos magnéticos.

© Volkmar Holzwarth (ilustração da polaridade do campo magnético na superfície das estrelas)

A figura acima mostra a polaridade do campo magnético na superfície das estrelas, norte ou sul, é indicado pelo vermelho e azul, respectivamente. As linhas amarelas indicam as linhas do campo magnético oriundas a partir das superfícies estelares.

Duas explicações têm sido propostas para sua origem, ambas são variantes sobre a ideia de um campo magnético fóssil, um campo gerado em algum ponto no passado da estrela e então travado na superfície da estrela.

A primeira hipótese é que o campo magnético é gerado enquanto a estrela está sendo formada. A segunda hipótese é que o campo magnético se origina em dínamos guiados pela violenta mistura de material quando duas estrelas já formadas em um sistema binário se fundem.

“Essa descoberta nos permite entender o cenário de fusão em estrelas binárias”, disse Shultz.

A pesquisa mostra que a intensidade dos campos magnéticos é similar nas duas estrelas do sistema Epsilon Lupi, contudo, seus eixos magnéticos estão anti-alinhados, com o polo sul magnético de uma estrela apontando aproximadamente na mesma direção do polo norte magnético da outra. Pode até mesmo ser que as duas estrelas compartilhem um único campo magnético. O campo magnético longitudinal do primário é ~ -200 G (Gauss) e do secundário é ~ +100 G.

“Nós não sabemos ao certo ainda, mas é provável que isso aponta para algo significante sobre como as estrelas estão interagindo uma com a outra”, disse Shultz.

As estrelas estão perto o suficiente de modo que suas magnetosferas estão provavelmente interagindo durante suas órbitas. Isso significa que seus campos magnéticos podem agir como um freio gigante, diminuindo a velocidade das estrelas. Em longo prazo, as duas estrelas podem até mesmo começar um movimento espiral uma em direção a outra.

Um artigo que descreve a descoberta foi aceito para publicação no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

Descoberto aglomerado galáctico com “coração palpitante”

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu um aglomerado gigantesco de galáxias com um núcleo repleto de estrelas novas, constituindo uma descoberta incrivelmente rara.

© NASA/STScI/ESA/JPL-Caltech/McGill (aglomerado SpARCS1049+56)

A descoberta, realizada com a ajuda do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, é a primeira a mostrar que as galáxias gigantes no centro de aglomerados colossais podem crescer significativamente ao alimentarem-se de gás "roubado" de outras galáxias.

Os aglomerados galácticos são vastas famílias de galáxias ligadas pela gravidade. A nossa Galáxia, a Via Láctea, reside dentro de um pequeno grupo de galáxias conhecido como Grupo Local, ele próprio membro do massivo superaglomerado Laniakea.

As galáxias nos centros dos aglomerados são geralmente constituídas por fósseis estelares, estrelas velhas, vermelhas ou mortas. No entanto, os astrônomos descobriram agora uma galáxia gigante no centro de um aglomerado chamado SpARCS1049+56 que parece contrariar a tendência, ao invés formando estrelas novas a um ritmo incrível.

"Achamos que esta galáxia gigante no centro deste aglomerado está fabricando furiosamente estrelas novas depois da fusão com uma galáxia menor," explicou Tracy Webb da Universidade McGill, em Montreal, no Canadá.

A galáxia foi inicialmente descoberta com o telescópio espacial Spitzer da NASA e o telescópio do Canadá-França-Havaí, localizado em Mauna Kea, Havaí, e confirmada usando o observatório W. M. Keck, também em Mauna Kea. Observações posteriores, usando o telescópio espacial Hubble, permitiram a exploração da atividade da galáxia.

O aglomerado SpARCS1049+56 está tão longe que a sua luz demora 9,8 bilhões de anos para chegar à Terra. Abriga pelo menos 27 galáxias e tem uma massa total equivalente a 400 trilhões de sóis. É um aglomerado verdadeiramente único num aspeto, o seu coração vibrante de estrelas novas. A galáxia mais brilhante do aglomerado é a mesma que está fabricando estrelas novas, a um ritmo de 800 estrelas por ano. A Via Láctea, no máximo, forma duas estrelas por ano!

"Os dados do Spitzer mostram uma enorme quantidade de formação estelar no coração deste aglomerado," algo raramente visto e certamente inédito num aglomerado tão distante," comenta Adam Muzzin da Universidade de Cambridge, Reino Unido.

O Spitzer capta radiação infravermelha, por isso pode detectar o brilho quente de regiões escondidas e poeirentas de formação estelar. Os estudos de seguimento com o Hubble, no visível, ajudaram a identificar a causa da formação de novas estrelas. Parece que uma galáxia mais pequena fundiu-se recentemente com o monstro no centro do aglomerado, emprestando o seu gás e desencadeando um episódio furioso de nascimento estelar.

"Apoiamo-nos nas nossas outras observações e usamos o Hubble para explorar a galáxia em profundidade, e não ficamos desapontados," comenta Muzzin. "O Hubble descobriu uma fusão desenfreada no centro deste aglomerado. Nós detectamos características parecidas com 'contas num colar'."

© Hubble (aglomerado SDSS J1531+3414)

As "contas num colar" no aglomerado SDSS J1531+3414, vistas na imagem acima, são sinais indicativos de algo conhecido como uma fusão molhada. As fusões molhadas ocorrem quando galáxias ricas em gás colidem, este gás é convertido rapidamente em estrelas novas.

A nova descoberta é um dos primeiros casos conhecidos de uma fusão molhada no núcleo de um aglomerado galáctico. O Hubble já tinha anteriormente observado outro aglomerado galáctico próximo contendo uma fusão molhada, mas não formava estrelas a este ritmo tão frenético. Outros aglomerados de galáxias crescem em massa através de fusões secas (fusões que envolvem duas galáxias pobres em gás, as duas misturam as suas estrelas, em vez de provocar o nascimento de estrelas novas), ou graças ao desvio de gás para os seus centros. Por exemplo, o mega aglomerado galáctico conhecido como o Aglomerado da Fénix cresce em tamanho absorvendo o gás que flui para o seu centro.

Os astrôomos agora têm como objetivo explorar quão comum é este tipo de mecanismo nos aglomerados galácticos. Será que existem outros "comedores sujos" semelhantes a SpARCS1049+56, que também devoram galáxias ricas em gás? SpARCS1049+56 pode ser um aglomerado isolado, ou pode representar um tempo no Universo jovem em que a alimentação desenfreada era a norma.

Um artigo sobre o assunto foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA & W. M. Keck Observatory

A Lula Gigante e o Morcego Voador

Embora bastante tênues, mas muito grandes para serem observadas nos céus da Terra, tanto a Nebulosa da Lula Gigante (Ou4) quanto a Nebulosa do Morcego Voador (Sh2-129) foram captadas nesta cena na direção da constelação de Cepheus.

© Steve Cannistra (Ou4 e Sh2-129)

A imagem consiste de uma composição de um total de 20 horas de exposição, usando dados em banda estreita e banda larga. A imagem cobre um largo campo de visão equivalente a 4 graus ou 8 Luas cheias de diâmetro.

Descoberta em 2011 pelo astrofotógrafo francês Nicolas Outters, a forma bipolar sedutora da Nebulosa da Lula Gigante é distinguida aqui pela emissão azul esverdeada reveladora gerada pelos átomos de oxigênio duplamente ionizado.

Embora, apareça completamente envolvida pela emissão avermelhada do hidrogênio da Nebulosa do Morcego Voador, a verdadeira distância e natureza da Nebulosa da Lula tem sido difícil de determinar.

Uma recente investigação sugere que a Ou4 reside dentro da Sh2-129 a cerca de 2.300 anos-luz da Terra. Coerente com esse cenário, a Ou4 representaria um fluxo espetacular criado pelo triplo sistema de estrelas quentes e massivas, catalogados como HR8119, observável próximo ao centro da nebulosa. Entretanto, a verdadeira Nebulosa da Lula Gigante ocupa fisicamente uma área com quase 50 anos-luz de diâmetro.

Fonte: NASA

NGC 4372 e a Nebulosa Arabesco Escuro

A encantadora Nebulosa Arabesco Escuro se espalha pelos céus austrais, um alvo tentador para binóculos na constelação da Mosca.

© Marco Lorenzi (NGC 4372 e a Nebulosa Arabesco Escuro)

A nuvem cósmica empoeirada é vista contra ricos campos de estrelas logo ao sul da proeminente nebulosa Saco de Carvão e do Cruzeiro do Sul. Estendendo-se por cerca de três graus ao longo deste quadro, a Nebulosa Arabesco Escuro parece pontuado na sua extremidade sul (parte inferior à esquerda) pelo aglomerado globular NGC 4372. É claro que a NGC 4372 vagueia pelo halo da nossa galáxia, a Via Láctea, sendo um objeto a 20.000 anos-luz de distância e apenas por mero acaso está na nossa linha de visada para  a Nebulosa Arabesco Escuro. A silhueta bem definida da Nebulosa Arabesco Escuro pertence à nuvem molecular da Mosca, mas o seu mais conhecido apelido aliterativo foi cunhado pelo astrofotógrafo e escritor Dennis di Cicco em 1986 enquanto observava o cometa Halley do deserto Australiano. A Nebulosa Arabesco Escuro está a cerca de 700 anos-luz de distância e tem mais de 30 anos-luz de comprimento.

Fonte: NASA

NGC 1316: depois das galáxias colidirem

Os astrônomos se transformam em detetives quando tentam compreender o que causa surpreendentes visões cósmicas como a da galáxia NGC 1316.

© Damian Peach (NGC 1316 e NGC 1317)

A investigação indica que a NGC 1316 é uma gigantesca galáxia elíptica que começou há cerca de 100 milhões de anos a devorar uma galáxia espiral vizinha de menor porte, a NGC 1317, visível logo acima da NGC 1316.

As evidências deste fenômeno incluem as escuras faixas de poeira características de uma galáxia espiral, tênues redemoinhos e conchas de estrelas e gás visíveis nesta imagem profunda de larga escala. Porém, ainda permanecem inexplicados os incomuns aglomerados estelares globulares pequenos, vistos como pontos tênues nesta imagem. A maioria das galáxias elípticas tem uma quantidade maior de aglomerados globulares mais brilhantes que a NGC 1316.

Além disso, os aglomerados globulares observados são antigos demais para terem sido criados nesta recente colisão espiral. Uma hipótese para explicar sugere que estes glomerados globulares são sobreviventes de uma galáxia que foi absorvida anteriormente pela NGC 1316.

Outro surpreendente atributo da NGC 1316, também conhecida como Fornax A, consiste em seus gigantes lóbulos de gás que emitem ondas de rádio.

Fonte: NASA

SPHERE mapeia a superfície de Ceres

As imagens abaixo, obtidas com duas semanas de diferença, mostram os dois hemisférios de Ceres e dão-nos as melhores observações feitas até hoje, a partir do solo, do planeta anão.

© ESO/B. Yang/Z. Wahhaj (superfície de Ceres)

Foram obtidas com o instrumento SPHERE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO e fazem parte de um trabalho que está sendo realizado desde meados de julho de 2015 e que pretende fazer um mapa polarimétrico da superfície deste objeto.
Orbitando no cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter, a região conhecida por Cinturão Principal, Ceres foi o primeiro asteroide a ser descoberto em 1801 e trata-se do maior asteroide do Cinturão Principal. O asteroide, agora planeta anão, é o maior reservatório de água existente na vizinhança da Terra e pensa-se que a água se encontra sob a forma de gelo no manto do objeto.
A superfície do planeta anão tem cerca do tamanho da Índia e podemos observar vários pontos brilhantes intrigantes nestas novas imagens. Estes pontos foram também observados de forma cuidadosa pela sonda Dawn da NASA, que se encontra atualmente em órbita de Ceres. Os astrônomos têm estudado estes pontos, mas a sua verdadeira natureza permanece um mistério. Espera-se, no entanto, que ao comparar os dados obtidos pelo SPHERE com as imagens que a Dawn está enviando para a Terra, os astrônomos possam começar a descodificar este enigma.

Fonte: ESO

A nebulosa do Tubarão

Não há mar na Terra grande o suficiente para conter a nebulosa do Tubarão.

© Maurice Toet (nebulosa Tubarão)

Este predador cósmico não representa qualquer perigo, pois ele é composto apenas de gás e poeira interestelar. A poeira escura como caracterizada na imagem acima é criada nas atmosferas frias de estrelas gigantes. Depois de ser expelida com o gás e recondensada gravitacionalmente, estrelas massivas podem esculpir estruturas intrincadas no nascimento da nuvem usando a sua luz de alta energia e ventos estelares rápidos como ferramentas de escultura. O calor produzido evapora a nuvem molecular sombria, gerando gás hidrogênio para dispersar e o brilho vermelho. Durante a desintegração podemos desfrutar estas grandes nuvens como ícones comuns, como fazemos com nuvens de água na Terra. Incluindo nebulosas de poeira menores como a Lynds Dark Nebula 1235 e Van den Bergh 149 e 150, a nebulosa do Tubarão se estende por cerca de 15 anos-luz e está situada a 650 anos-luz de distância na direção da constelação do Rei da Etiópia (Cepheus).

Fonte: NASA