Fragmento da Nuvem de Oort traz pistas sobre a origem do Sistema Solar

Astrônomos descobriram um objeto peculiar que parece ser formado de matéria do Sistema Solar interior originária da época da formação da Terra, e que estava preservado na Nuvem de Oort há bilhões de anos.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do cometa rochoso C2014 S3 PANSTARRS)

Observações obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO e com o Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) mostram que o C/2014 S3 (PANSTARRS) é o primeiro objeto a ser descoberto numa órbita cometária de longo período, com as características imaculadas de um asteroide do Sistema Solar interior. Seu estudo pode dar pistas importantes sobre a formação do Sistema Solar.

A pesquisadora Karen Meech, do Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí, e colegas concluem que o C/2014 S3 (PANSTARRS) se formou no Sistema Solar interior na mesma época que a própria Terra, mas que foi ejetado numa fase muito inicial.
As observações indicam que se trata de um corpo rochoso antigo e não de um asteroide contemporâneo que se afastou. Como tal, é um dos potenciais blocos constituintes dos planetas rochosos (como a Terra), que foi expelido para fora do Sistema Solar interno e preservado em congelamento profundo na Nuvem de Oort durante bilhões de anos. A Nuvem de Oort é uma região enorme que rodeia o Sol como uma espessa bolha gigante. Estima-se que contenha trilhões de pequenos corpos gelados. Ocasionalmente, um destes corpos é empurrado para o Sistema Solar interno, onde o calor do Sol o transforma num cometa. Pensa-se que estes corpos gelados tenham sido ejetados a partir da região dos planetas gigantes, quando estes se estavam se formando, no início do Sistema Solar.

 

© ESO/L. Calçada (trajetória do cometa C2014 S3 PANSTARRS na Nuvem de Oort)

Karen Meech explica a observação inesperada: “Conhecemos a existência de muitos asteroides, no entanto todos eles já foram “cozidos” pelos bilhões de anos que passaram perto do Sol. Este é o primeiro asteroide “cru” que observamos, tendo sido preservado no melhor congelador que existe!”
O C/2014 S3 (PANSTARRS) foi originalmente identificado pelo telescópio Pan-STARRS1 como sendo um tênue cometa ativo, quando estava um pouco mais afastado do que duas vezes a distância da Terra ao Sol. O seu atual período orbital longo (cerca de 860 anos) sugere que a sua fonte é a Nuvem de Oort e que teria sido empurrado há relativamente pouco tempo para uma órbita que o traz próximo do Sol.
A equipe reparou imediatamente que C/2014 S3 (PANSTARRS) era diferente, uma vez que não possui a cauda característica que a maioria dos cometas de longo período desenvolvem quando se aproximam muito do Sol. Foi assim que ele ganhou o nome de cometa Manx, em homenagem ao gato sem cauda. Algumas semanas após a sua descoberta, a equipe obteve espectros do fraco objeto com o VLT.
Um estudo cuidadoso da luz refletida por C/2014 S3 (PANSTARRS) indica que se trata de um asteroide típico do tipo S, encontrado geralmente no cinturão principal interno de asteroides. Não é parecido com um cometa típico, objetos que se pensa serem formados no Sistema Solar exterior e que são gelados em vez de rochosos. O material parece ter sido pouco processado, indicando que esteve congelado durante um longo período de tempo. A atividade de tipo cometário extremamente fraca associada ao C/2014 S3 (PANSTARRS) é consistente com a sublimação do gelo d'água, e é cerca de um milhão de vezes menor que nos cometas ativos de longo período que se encontram a distâncias semelhantes do Sol.
Os pesquisadores concluem que este objeto é provavelmente constituído por material do Sistema Solar interno que esteve guardado durante muito tempo na Nuvem de Oort e que agora encontrou o seu caminho de volta ao Sistema Solar interior.
Vários modelos teóricos conseguem reproduzir a maior parte da estrutura que vemos no Sistema Solar. Uma diferença importante entre estes modelos são as previsões relativas aos objetos que constituem a Nuvem de Oort. Os diferentes modelos prevêem razões significativamente diferentes entre objetos gelados e rochosos. Por isso, esta primeira descoberta de um objeto rochoso na Nuvem de Oort é um teste importante das diferentes previsões dos modelos. Os autores estimam que serão necessárias observações de 50 a 100 destes cometas Manx para se distinguir entre os atuais modelos, abrindo assim um caminho importante no estudo das origens do Sistema Solar.
O pesquisador Olivier Hainaut (ESO, Garching, Alemanha) conclui: “Descobrimos o primeiro cometa rochoso e estamos à procura de outros. Dependendo de quantos encontrarmos, saberemos se os planetas gigantes “dançaram” ao longo do Sistema Solar quando eram jovens, ou se cresceram pacatamente sem grandes deslocamentos.”

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Inner Solar System Material Discovered in the Oort Cloud”, de Karen Meech et al., que foi publicado na revista especializada Science Advances.

Fonte: ESO

Ecos de luz fornecem pistas sobre disco protoplanetário

Para medir o tamanho de um quarto completamente escuro, são utilizadas ondas sonoras para conseguir discernir se o espaço é relativamente grande ou pequeno, dependendo de quanto tempo leva para ouvir o eco depois de ressaltar da parede.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de uma estrela rodeada por um disco protoplanetário)

Os astrônomos usam este princípio para estudar objetos tão distantes que não podem ser vistos como mais do que pontos. Em particular, os pesquisadores estão interessados em calcular quão longe as estrelas jovens estão dos limites internos dos discos protoplanetários ao seu redor. Estes discos de gás e poeira são locais onde os planetas se formam ao longo de milhões de anos.

"A compreensão dos discos protoplanetários ajuda-nos a perceber alguns dos mistérios dos exoplanetas, planetas em sistemas para lá do nosso," afirma Huan Meng, associado de pesquisa de pós-doutorado na Universidade do Arizona, em Tucson, EUA. "Nós queremos saber como é que os planetas se formam e porque é que encontramos planetas grandes a que chamamos 'Júpiteres quentes' tão perto das suas estrelas."

Meng usou dados do telescópio espacial Spitzer da NASA e dados de quatro telescópios terrestres para determinar a distância entre uma estrela e a orla interior do seu disco protoplanetário circundante.

A medição não foi tão simples quanto colocar uma régua por cima de uma fotografia. Seria tão impossível quanto usar uma foto de satélite da tela de um computador para medir a largura do ponto final desta frase.

Em vez disso, os pesquisadores usaram um método chamado "foto-reverberação", também conhecido como "ecos de luz". Quando a estrela central aumenta de brilho, alguma desta luz atinge o disco ao redor, provocando um "eco" atrasado. Os cientistas mediram o tempo que demorou para a luz da estrela chegar à Terra e, em seguida, esperaram que o seu eco chegasse.

Graças à teoria da relatividade especial de Albert Einstein, sabemos que a luz viaja a uma velocidade constante. Para determinar uma certa distância, os astrônomos podem multiplicar a velocidade da luz pelo tempo que esta demora para percorrer de um ponto para outro.

Para tirar partido desta fórmula, os cientistas precisavam encontrar uma estrela com uma emissão variável, isto é, uma estrela que emite radiação de forma imprevisível ou irregular. O nosso Sol tem uma emissão relativamente estável, mas uma estrela variável tem mudanças detectáveis e únicas na radiação que podem ser usadas para obter os correspondentes ecos de luz. As estrelas jovens, com emissão variável, são as melhores candidatas.

A estrela usada neste estudo tem o nome YLW 16B e está situada a cerca de 400 anos-luz da Terra. A YLW 16B tem aproximadamente a mesma massa que o nosso Sol mas, com apenas um milhão de anos, é muito jovem em comparação com os 4,6 bilhões de anos da estrela de nosso Sistema Solar.

Os dados combinados foram obtidos do Spitzer com observações de telescópios terrestres: o telescópio Mayall do Observatório Nacional Kitt Peak no Arizona; os telescópios SOAR e SMARTS no Chile; e o telescópio Harold L. Johnson no México. Durante duas noites de observação, foram vistos desfasamentos consistentes entre as emissões estelares e os seus ecos no disco ao redor. As observações terrestres detectaram a radiação infravermelha de comprimento de onda curto emitida diretamente pela estrela, e o Spitzer observou a radiação infravermelha de maior comprimento de onda do eco no disco. Devido às espessas nuvens interestelares que bloqueiam a vista da Terra, os astrônomos não puderam usar luz visível para estudar a estrela.

Os cientistas calcularam então a distância que esta luz deve ter percorrido durante o desfasamento de tempo: cerca de 0,08 UA (unidades astronômicas), aproximadamente 8% da distância entre a Terra e o Sol, ou um-quarto do diâmetro da órbita de Mercúrio. Este valor é ligeiramente inferior às estimativas anteriores com técnicas indiretas, mas consistente com as expectativas teóricas.

Embora este método não consiga medir diretamente a altura do disco, foi possível determinar que a orla interior é relativamente espessa.

Anteriormente, foi usada a técnica de eco de luz para medir o tamanho de discos de acreção de material em torno de buracos negros supermassivos. Dado que nem a luz escapa a um buraco negro, os pesquisadores comparam luz da margem interior do disco de acreção com luz da orla exterior para determinar o tamanho do disco. Esta técnica é também usada para medir a distância até outras características perto do disco de acreção, tal como poeira e gás veloz envolvente.

Enquanto os ecos de luz dos buracos negros supermassivos representam desfasamentos de dias a semanas, foi detectado que o eco de luz no disco protoplanetário deste estudo foi de uns meros 74 segundos.

O estudo do Spitzer marca a primeira vez que o método de eco de luz foi usado no contexto de discos protoplanetários.

"Esta nova abordagem pode ser usada para outras estrelas jovens com planetas no processo de formação no disco ao redor," comenta Peter Plavchan, professor assistente da Universidade Estatal do Missouri em Springfield, EUA.

O novo estudo foi publicado na revista The Astrophyical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A poeirenta Nebulosa do Anjo

As luzes combinadas das estrelas ao longo da Via Láctea são refletidas por essas nuvens de poeira cósmica que se elevam a cerca de 300 anos-luz ou mais acima do plano da nossa galáxia.

© Rogelio Bernal Andreo (Nebula do Anjo)

Apelidada de Nebula do Anjo, essa fraca aparição é parte de um complexo de nuvens moleculares fracas, difusas e relativamente inexploradas.

Comumente encontradas em altas latitudes galácticas, esses cirrus cósmicos empoeirados podem ser rastreados em grandes regiões na direção dos polos Norte e Sul da Via Láctea.

Junto com a reflexão da luz das estrelas, os estudos indicam que as nuvens de poeira produzem uma luminescência avermelhada e tênue, a medida que os grãos de poeira interestelar convertem a radiação ultravioleta opticamente invisível em luz vermelha visível.

Essa imagem de campo profundo capta também nas proximidades as estrelas da Via Láctea e uma série de distantes galáxias de fundo, cobrindo 3 x 5 graus nos céus, cerca de 10 Luas Cheias, na direção da constelação da Ursa Maior.

Fonte: NASA

Hubble descobre lua orbitando o planeta anão Makemake

Vasculhando a periferia do Sistema Solar, o telescópio espacial Hubble registrou um pequeno e escuro satélite orbitando Makemake, o segundo mais brilhante planeta anão congelado, depois de Plutão, localizado no Cinturão de Kuiper.

© NASA/ESA/A. Parker (ilustração do planeta anão Makemake e seu satélite)

O satélite, designado de S/2015 (136472) 1 e apelidado de MK 2, é cerca de 1.300 vezes mais apagado que o Makemake. O MK 2 foi visto a aproximadamente 20.000 km de distância do planeta anão, e tem um diâmetro estimado em 160 km. O Makemake tem cerca de 1.400 km de diâmetro. O planeta anão foi descoberto em 2005, e seu nome foi dado em homenagem à divindade da criação dos povos Rapa Nui da Ilha de Páscoa.

O Cinturão de Kuiper é um vasto reservatório de material congelado, resquício da formação do Sistema Solar a cerca de 4,5 bilhões de anos atrás, e o lar de alguns planetas anões. Alguns desses mundos possuem satélites conhecidos, mas essa é a primeira vez que se descobre um objeto companheiro do Makemake. O Makemake é um dos cinco planetas anões reconhecidos pela União Astronômica Internacional.

As observações foram feitas em abril de 2015 pela Wide Field Camera 3 do Hubble. O Hubble tem uma capacidade única de observar objetos apagados perto de objetos mais brilhantes e uma esplêndida resolução, que permite que os astrônomos possam observar o brilho do satélite do Makemake. A descoberta foi anunciada no dia 26 de Abril de 2016 através de uma circular emitida no Minor Planet Electronic Circular.

A equipe que fez a observação usou a mesma técnica que foi utilizada para observar os pequenos satélites de Plutão em 2005, 2011 e 2012. Algumas buscas anteriores feitas no Makemake não tinham dado resposta alguma. “Nossas estimativas preliminares mostram que a órbita do satélite parece estar de lado, e isso significa que quando você observa o sistema, você pode as vezes perder o satélite de vista, pois ele mergulha no brilho muito maior do planeta anão”, disse Alex Parker, do Southwest Research Institute em Boulder, no Colorado (EUA), que é o líder da equipe que analisou as imagens das observações.

© NASA/ESA/A. Parker (localização do satélite MK 2 e do planeta anão Makemake)

A descoberta do satélite pode fornecer uma valiosa informação sobre o sistema do planeta anão. Medindo a órbita do satélite, os astrônomos podem calcular a massa do sistema e ter uma ideia sobre a sua evolução. A descoberta desse satélite também reforça a ideia de que a maior parte dos planetas anões possuem satélites.

“O Makemake é da mesma classe dos raros objetos parecidos com Plutão, então encontrar um satélite ali é muito importante”, disse Parker. “A descoberta desse satélite nos dá também a oportunidade para estudar o Makemake em maior detalhe”.

A descoberta desse satélite só aumenta cada vez mais a semelhança entre Plutão e o Makemake. Ambos os objetos já são conhecidos por serem cobertos por metano congelado. Como foi feito no caso de Plutão, ao se estudar mais a fundo o satélite, será possível revelar a densidade do Makemake, um resultado importante que indicará se a composição bruta de Plutão e do Makemake são também similares. “Essa nova descoberta abre um novo capítulo na chamada planetologia comparativa, uma maneira de se estudar a região externa do Sistema Solar”, disse Marc Buie, líder da equipe também do Southwest Research Institute.

Os pesquisadores precisarão de mais observações do Hubble para fazer medidas precisas para determinar se a órbita do satélite é elíptica ou circular. As estimativas preliminares indicam que se o satélite tem uma órbita circular, ele completa uma volta ao redor do Makemake a cada 12 dias.

Determinar a forma da órbita do satélite ajudará a responder questões sobre sua origem. Uma órbita circular e estreita do MK 2 indicará que ele foi o produto da colisão do Makemake com outro objeto do Cinturão de Kuiper. Se o satélite tiver uma órbita alongada, é mais provável que ele tenha sido capturado. Ambos os eventos teriam ocorrido a alguns bilhões de anos atrás quando o Sistema Solar era extremamente jovem.

A descoberta, pode também resolver mistérios do próprio Makemake. Estudos anteriores realizados no infravermelho, revelaram que enquanto a superfície do Makemake é inteiramente brilhante e muito fria, algumas áreas aparecem mais quentes que outras. Os astrônomos têm sugerido que essa discrepância pode ser devido ao fato do aquecimento de regiões discretas e escuras da superfície do Makemake. Contudo, a menos que o planeta anão tenha uma orientação especial, essas manchas escuras deveriam fazer o brilho do planeta anão variar substancialmente enquanto ele rotacionasse, mas essa variação no brilho nunca foi observada.

Esses estudos realizados em infravermelho anteriormente, não tinham resolução suficiente para separar o Makemake do MK 2. Uma nova análise da equipe, com base nas novas observações do Hubble, sugere que boa parte da superfície mais quente detectada anteriormente na luz infravermelha, pode ser simplesmente a superfície escura do seu companheiro, o MK 2.

Existem ainda algumas possibilidades que podem explicar por que o satélite teria uma superfície tão escura, mesmo orbitando um planeta anão que é brilhante como a neve fresca. Uma ideia é que diferente de objetos maiores, como o Makemake, o MK 2 é muito pequeno, de forma que ele não pode gravitacionalmente manter uma crosta congelada e brilhante, que sublima, mudando do sólido para o gás, quando iluminado pelo Sol. Isso faria com que o satélite fosse similar aos cometas e outros objetos do Cinturão de Kuiper, muitos dos quais são cobertos com um material muito escuro.

Quando o satélite Caronte de Plutão foi descoberto, em 1978, os astrônomos rapidamente calcularam a massa do sistema. A massa de Plutão era centenas de vezes menor do que a massa que foi originalmente estimada na época da sua descoberta em 1930. Com a descoberta de Caronte, os astrônomos repentinamente descobriram algo totalmente diferente sobre Plutão. “São esses tipos de medidas que a descoberta de um satélite permite fazer”, concluiu Parker.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Hubble enquadra um único Retângulo Vermelho

A estrela HD 44179 é circundada por uma extraordinária estrutura conhecida como o Retângulo Vermelho.

© Hubble (estrela HD 44179 e Nebulosa do Retângulo Vermelho)

Ela adquiriu esse apelido devido à sua forma e a sua cor aparente, quando vista em imagens da Terra. Essa imagem detalhada do Hubble revela como ela é quando vista do espaço, a nebulosa, ao invés de retangular, na verdade tem a forma de um X, com estruturas complexas adicionais de linhas espaçadas de gás brilhantes, que se assemelham a degraus de uma escada.

A estrela no centro é parecida com o Sol, mas está no fim da sua vida, expelindo gás e outros materiais para fora, criando assim a nebulosa, e dando a ela essa forma distinta. Parece também que a estrela é um sistema binário próximo circundado por uma densa área de poeira; ambas as indagações podem ajudar a explicar a sua forma curiosa.

O Retângulo Vermelho é um exemplo incomum do que se conhece como uma nebulosa protoplanetária. Elas são formadas por estrelas velhas que estão no caminho de se tornaram nebulosas planetárias. Uma vez que toda massa seja expelida, uma estrela do tipo anã branca muito quente permanecerá ali e sua brilhante radiação ultravioleta fará com que o gás ao redor brilhe intensamente. O Retângulo Vermelho está a cerca de 2.300 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação de Monoceros, o Unicórnio.

A Advanced Camera for Surveys do High Resolution Channel do telescópio espacial Hubble registrou essa bela imagem da HD 44179 e da Nebulosa do Retângulo Vermelho ao redor, a imagem mais nítida que se tem desse objeto até hoje. A luz vermelha do hidrogênio brilhante foi captada através do filtro F658N e colorida em vermelho. A luz vermelha-alaranjada captada em vários comprimentos de onda pelo filtro F625N foi colorida de azul. O campo de visão é de aproximadamente 25 por 20 arcos de segundo.

Fonte: ESA

Ômega Centauri: O mais brilhante aglomerado estelar globular

Este enorme aglomerado de estrelas antecede o nosso Sol. Muito antes do surgimento da humanidade, da existência dos dinossauros, e mesmo antes de nossa Terra existir, glóbulos antigos de estrelas se condensaram e orbitaram a jovem Via Láctea.

© Roberto Colombari (aglomerado globular Ômega Centauri)

Dos cerca de 200 aglomerados globulares que sobreviveram até hoje, Ômega Centauri é o maior, contendo mais de dez milhões de estrelas.

Ômega Centauri também é o mais brilhante aglomerado globular, com magnitude aparente de 3,9 ele é visível para os observadores dos céus do sul a olho nu.

Catalogado como NGC 5139, Ômega Centauri está a cerca de 18.000 anos-luz de distância e tem 150 anos-luz de diâmetro.

Ao contrário de muitos outros aglomerados globulares, as estrelas de Ômega Centauri mostram diversas idades e traços de abundância química distintos, indicando que o aglomerado estelar globular tem uma história complexa durante seus 12 bilhões de anos de idade.

Fonte: NASA

Quatro lasers sobre o Paranal

Ontem, o Observatório do Paranal acolheu um evento que marcou a primeira luz dos quatro poderosos lasers que formam uma parte fundamental dos sistemas de ótica adaptativa do Very Large Telescope (VLT) do ESO.

  

© ESO/F. Kamphues (sistema de estrela guia laser)

Os visitantes assistiram a uma demonstração extraordinária de tecnologia laser de vanguarda lançada nos majestosos céus do Paranal. Tratam-se das mais poderosas estrelas guia laser já utilizadas em astronomia, tendo o evento marcado a primeira utilização de estrelas guia laser múltiplas no ESO.

Funcionários do ESO estiveram presentes no evento, juntamente com os representantes principais das companhias que fabricaram os diferentes componentes do novo sistema.
A Infraestrutura de Quatro Estrelas Guia Laser (4LGSF, sigla do inglês) lança quatro raios laser de 22 W (watts) para o céu, fazendo brilhar átomos de sódio que se encontram na camada superior da atmosfera, o que faz com que estes se pareçam com estrelas verdadeiras, criando assim estrelas guia artificiais. As estrelas artificiais permitem aos sistemas de óptica adaptativa compensar os efeitos de distorção causados pela atmosfera terrestre, de modo que os telescópios possam criar imagens muito nítidas. Utilizar mais de um raio laser permite aos astrônomos mapear a turbulência atmosférica com muito mais detalhes, o que melhora significativamente a qualidade da imagem num campo de visão muito maior.
A 4LGSF é um exemplo de como o ESO leva a indústria europeia a liderar complexos projetos de pesquisa e desenvolvimento. O laser de fibra utilizado na 4LGSF é também uma das mais bem sucedidas transferências de tecnologia do ESO para a indústria.
A alemã TOPTICA, a empresa contratada principal, foi responsável pelo sistema de laser e forneceu o oscilador, o duplicador de frequência e o software de controle do sistema.

A MPBC do Canadá forneceu as bombas do laser de fibra e os amplificadores Raman, os quais são baseados numa patente registada pelo ESO.

A TNO na Holanda fabricou as montagens dos tubos ópticos, que ampliam os raios laser e os dirigem para o céu.

A 4LGSF faz parte da Infraestrutura de Ótica Adaptativa do telescópio principal 4 do VLT, concebida especificamente para fornecer aos sistemas de óptica adaptativa GALACSI/MUSE e GRAAL/HAWK-I quatro estrelas guia laser de sódio. Com esta nova infraestrutura, o Observatório do Paranal continua dispondo do maior número dos mais avançados sistemas de óptica adaptativa atualmente em operação.
Os lasers da 4LGSF foram desenvolvidos pelo ESO em colaboração com a indústria e já foram pedidos, entre outros, pelo Observatório Keck (que contribuiu para o custo do desenvolvimento do laser industrial juntamente com a Comissão Europeia) e pelo telescópio Subaru. No futuro estes lasers industriais serão também colocados nos telescópios do Observatório Gemini e serão igualmente a escolha preferida de vários outros observatórios e de projetos de telescópios extremamente grandes.
As novas técnicas desenvolvidas para a 4LGSF abrem caminho para o sistema de óptica adaptativa do European Extremely Large Telescope (E-ELT), o maior olho do mundo virado para o céu.

Fonte: ESO

NGC 6872: Uma galáxia espiral esticada

O que torna esta galáxia espiral tão alongada?

© ESO/Judy Schmidt (NGC 6872)

Medindo mais de 700.000 anos-luz de diâmetro de cima para baixo, a NGC 6872, também conhecida como a galáxia do Condor, é uma das galáxias espirais barradas mais alongados conhecidas.

A forma prolongada da galáxia provavelmente resultou da sua colisão com a galáxia menor IC 4970, visível logo acima do centro. De particular interesse é o braço espiral no canto superior esquerdo, visto na imagem acima, que exibe uma quantidade anormalmente elevada de regiões de formação de estrelas azuis. A luz que vemos hoje deixou estas galáxias antes dos dias dos dinossauros, cerca de 300 milhões de anos atrás. A NGC 6872 é visível com um pequeno telescópio na direção da constelação do Pavão.

Fonte: NASA

Faróis cósmicos revelam núcleo antigo da Via Láctea

Uma equipe internacional de astrônomos liderada pela Dra. Andrea Kunder do Instituto Leibniz de Astrofísica de Podstam, Alemanha, e pelo Dr. R. Michael Rich da Universidade da Califórnia em Los Angeles, EUA, descobriu que os 2.000 anos-luz centrais da Via Láctea abrigam uma população antiga de estrelas.

© NOAO/AURA/NSF/AIP/A. Kunder (o plano da Via Láctea, visto no infravermelho pelo satélite WISE)

Essas estrelas têm mais de 10 bilhões de anos e as suas órbitas no espaço preservam o início da história da formação da Via Láctea.

Pela primeira vez, a equipe desvendou este componente antigo da população estelar que atualmente domina a massa central da Galáxia. Os astrônomos usaram o espectrógrafo AAOmega do AAT (Anglo Australian Telescope) perto de Siding Spring, Austrália, e focaram-se numa classe  bem conhecida e antiga de estrelas, as chamadas variáveis RR Lyrae. O brilho destas estrelas pulsa mais ou menos uma vez por dia, o que as torna mais difíceis de estudar do que as suas homólogas estáticas, mas têm a vantagem de ser "velas padrão". As estrelas variáveis RR Lyrae permitem estimativas exatas de distância e podem ser encontradas apenas em populações estelares com mais de 10 bilhões de anos, por exemplo, em antigos aglomerados globulares situados no halo. As velocidades de centenas de estrelas foram registradas simultaneamente na direção da constelação de Sagitário, sobre uma área maior que a Lua Cheia. Por conseguinte, a equipe foi capaz de usar o mesmo carimbo de idade das estrelas para explorar as condições na parte central da nossa Via Láctea, quando esta foi formada.

Tal como as cidades de Londres e Paris são construídas sobre vestígios romanos, ou vestígios ainda mais antigos, a nossa Via Láctea também tem múltiplas gerações de estrelas que abrangem o tempo desde a sua formação até ao presente. Dado que os elementos pesados são formados nas estrelas, as subsequentes gerações estelares tornam-se cada vez mais ricas em metais. Portanto, espera-se que os componentes mais antigos da nossa Via Láctea sejam estrelas pobres em metais. A maioria das regiões centrais da nossa Galáxia são dominadas por estrelas ricas em metais, o que significa que têm aproximadamente o mesmo conteúdo metálico que o nosso Sol, e estão agrupadas numa estrutura barrada. Descobriu-se que estas estrelas na barra da Via Láctea orbitam mais ou menos na mesma direção em torno do Centro Galáctico. O hidrogênio na Via Láctea também segue esta rotação. Daí que se pensava que todas as estrelas no centro tinham a mesma órbita. Mas, ao contrário, as estrelas RR Lyrae não seguem estas órbitas barradas, têm grandes movimentos aleatórios mas consistentes com sua formação a grandes distâncias do centro da Via Láctea. "Nós esperávamos descobrir que estas estrelas têm órbitas iguais à do resto da barra", explica Kunder, pesquisadora principal. O coautor Juntai Shen, do Observatório Astronómico de Shanghai, acrescenta: "Elas representam apenas 1% da massa total da barra, mas esta população ainda mais antiga de estrelas parece ter uma origem completamente diferente da de outras estrelas aí presentes, consistente com a ideia de terem sido uma das primeiras partes da Via Láctea."

As estrelas RR Lyare são alvos móveis, as suas pulsações resultam em mudanças na sua velocidade aparente ao longo de um dia. A equipe foi capaz de mostrar que a dispersão de velocidade ou o movimento aleatório da população estelar RR Lyrae era muito alto em relação às outras estrelas no centro da Via Láctea. Os próximos passos serão a medição do conteúdo metálico da população de estrelas RR Lyrae, o que dará pistas adicionais da história das estrelas e melhorará por três ou quatro vezes o número de estrelas estudadas, que atualmente situa-se em quase 1.000.

Fonte: Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam

Elektra: um novo asteroide triplo

Astrônomos descobriram um novo satélite em órbita do asteroide (130) Elektra no cinturão de asteroides.

© ESO (asteroide Elektra)

A equipe, liderada por Bin Yang (ESO, Santiago, Chile), obteve uma imagem deste objeto usando o instrumento de ótica adaptativa extrema, SPHERE, montado no terceiro telescópio principal do Very Large Telescope do ESO, no Cerro Paranal, Chile. Este segundo satélite recém-descoberto de (130) Elektra tem uma dimensão de cerca de 2 km e deu-se-lhe o nome provisório de S/2014 (130) 1, fazendo de (130) Elektra um sistema triplo. Ao explorar ao máximo a sensibilidade e resolução espacial sem precedentes do instrumento SPHERE, a equipe observou também outro sistema triplo de asteroides no cinturão principal, (93) Minerva.
Os asteroides são relíquias dos blocos constituintes que formaram os planetas telúricos, no início da formação do Sistema Solar. O estudo de asteroides com satélites múltiplos é crucial, uma vez que os seus mecanismos de formação podem dar informações sobre a formação e evolução dos planetas, a qual não pode ser revelada por outros métodos.
Utilizando dados do SPHERE, a equipe inferiu que tanto (130) Elektra como (93) Minerva se formaram a partir de um impacto erosivo, o qual ocorre quando dois objetos de tamanhos semelhantes colidem obliquamente. Como resultado da colisão, pedaços substanciais de matéria podem separar-se e ser lançados para o espaço, dando origem a pequenos satélites de um dos corpos originais. Neste caso, a pequena separação dos satélites relativamente aos seus asteroides progenitores, a enorme razão entre as massas e a mesma composição dos satélites e dos corpos primários apoiam esta teoria.

Fonte: ESO

Telescópio de água apresenta oscilações de buracos negros

O High Altitude Water Cherenkov Observatory (HAWC) lançou seu primeiro mapa do céu, incluindo as primeiras medidas de quantas vezes os buracos negros piscam. Ele também captou pulsares, remanescentes de supernovas e outros objetos cósmicos bizarros.

© Nordic Optical Telescope/SDSS (Markarian 421 e Markarian 501)

A imagem acima mostra as galáxias Markarian 421 (esquerda) e Markarian 501 (direita) obtidas, respectivamente, pelo Nordic Optical Telescope e Sloan Digital Sky Survey (SDSS).

O HAWC está situado a 4.100 metros de altitude na Sierra Madre, no México, é composto por 300 tanques de água purificada e com sensores acoplados.

O seu objetivo é estudar as fontes de radiação mais energéticas do Universo e foi desenhado para ser sensível aos raios gama com energias entre os 0,1 e 100 Tev (teraelétron-volts). O limite máximo de energia corresponde a fótons com uma energia mais de 7 vezes superior à gerada pelas colisões mais violentas no Large Hadron Collider (LHC), no CERN. Até agora o fóton mais energético observado pelo HAWC tinha 60 TeV.

Mas o HAWC não observa os raios gama diretamente. Eles são filtrados de forma muito eficiente pela atmosfera. Em vez disso, o HAWC observa o resultado da sua colisão com átomos no topo da atmosfera terrestre. Estes eventos produzem uma chuva de partículas que frequentemente atinge a superfície. Os cientistas estimam a Terra é bombardeada por 20 mil destes chuveiros por segundo. À altitude do observatório, estes chuveiros podem ser observados com maior claridade pois percorreram ainda uma camada relativamente fina da atmosfera. As partículas atravessam os tanques e colidem com átomos das moléculas de água dando origem a pequenos flashes de luz azul, denominada radiação Cherenkov,  que são detectados por sensores. Com esta informação é possível calcular a energia do fóton de raios gama original e a posição da fonte no céu.

O observatório consegue observar dois terços da esfera celeste e funciona permanentemente; a presença do Sol não tem impacto na observação uma vez que não é uma fonte significativa de raios gama tão energéticos.

A imagem abaixo mostra o observatório HAWC próximo do vulcão Sierra Nevada, no México.

© HAWC Collaboration (observatório HAWC)

Uma análise do primeiro ano de observações do HAWC permitiu criar um mapa preliminar do céu nestas frequências. Nele foram detectadas 40 fontes de raios gama, 10 das quais desconhecidas dos até hoje. As restantes 30 foram identificadas com remanescentes de supernovas, pulsares e galáxias ativas.

Este mapa preliminar mostra as galáxias ativas Markarian 421, na Ursa Maior, e Markarian 501, em Hércules, situadas a centenas de milhões de anos-luz, e são classificadas como blazars, isto é, possuem buracos negros supermassivos nos seus núcleos. Foram observadas ejeções com a duração de apenas algumas horas em Markarian 501. Esta escala de tempo tão pequena implica que as mesmas tiveram origem numa região muito pequena, pouco maior do que o Sistema Solar até à órbita de Netuno, junto ao buraco negro. Os dados indicam também que tais ejeções são frequentes, ocorrendo entre 5 a 10 vezes num ano. As observações contínuas do HAWC durante os próximos anos permitirão caracterizar o comportamento destes objetos nesta região extrema de energias, contribuindo para uma melhor compreensão dos blazars.

Fonte: New Scientist

Descoberto objeto solitário de massa planetária em família de estrelas

Em 2011, astrônomos anunciaram que a nossa Galáxia está provavelmente repleta de planetas que flutuam livremente.

 

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de uma anã marrom de baixa massa)

De fato, estes mundos solitários, que ficam em silêncio na escuridão do espaço sem quaisquer companheiros planetários ou até mesmo uma estrela hospedeira, podem superar o número de estrelas na Via Láctea. A descoberta surpreendente leva às questões: De onde é que estes objetos vêm? São planetas expulsos de sistemas solares, ou são na realidade estrelas leves chamadas anãs marrons que se formam sozinhas no espaço como as estrelas?

Um novo estudo, utilizando dados do WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA e do 2MASS (Two Micron All Sky Survey), fornece novas pistas sobre este mistério de proporções galácticas. Os cientistas identificaram um objeto de massa planetária flutuando livremente dentro de uma jovem família estelar chamada associação TW Hydrae. O objeto recém-descoberto, denominado WISEA J114724.10-204021.3, ou apenas WISEA 1147, tem uma massa estimada entre cinco e dez vezes a massa de Júpiter.

WISEA 1147 é um dos poucos mundos flutuantes em que os astrônomos podem começar a apontar para as suas origens prováveis como anã marron e não um planeta. Dado que se descobriu que o objeto é um membro da família TW Hydrae de estrelas muito jovens, e também muito jovem, apenas 10 milhões de anos. E dado que os planetas exigem pelo menos 10 milhões de anos para se formar, e provavelmente mais para serem expulsos de um sistema, a WISEA 1147 é provavelmente uma anã marron. As anãs marrons formam-se como estrelas, mas não têm massa suficiente para fundir átomos nos seus núcleos e brilhar com luz estelar.

"Com acompanhamento contínuo, poderá ser possível traçar a história de WISEA 1147 para confirmar se foi ou não formada em isolamento," afirma Adam Schneider da Universidade de Toledo no estado americano do Ohio.

Dos possíveis bilhões de planetas flutuantes que se pensa existirem na nossa Galáxia, alguns podem ser anãs marrons de baixa massa, enquanto outros podem ser realmente planetas, expulsos de sistemas solares emergentes. Atualmente, a fração de cada população permanece desconhecida. A descoberta das origens dos mundos flutuantes, e a determinação do tipo de objeto, é uma tarefa difícil, precisamente porque estão tão isolados.

"Estamos no início do que será um campo excitante, tentando determinar a natureza da população que flutua livremente e quantos são planetas ou quantos são anãs marrons," afirma Davy Kirkpatrick do IPAC (Infrared Processing and Analysis Center) da NASA no Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech) em Pasadena.

Os astrônomos descobriram WISEA 1147 vasculhando imagens de todo o céu obtidas pelo WISE, em 2010, e pelo 2MASS, cerca de uma década antes. Eles estavam procurando jovens anãs marrons nas proximidades. Uma maneira de saber se algo está perto é verificar se o seu movimento foi acentuado em relação a outras estrelas com o tempo. Quando mais próximo está um objeto, mais parece mover-se contra o fundo de estrelas mais distantes. Ao analisar os dados de ambos os levantamentos obtidos com cerca de 10 anos de diferença, os objetos próximos saltam à vista.

A descoberta de objetos de baixa massa e anãs marrons é também muito adequada para o WISE e para o 2MASS, ambos os quais detectam radiação infravermelha. As anãs marrons não são brilhantes o suficiente para serem vistas com telescópios ópticos, mas as suas assinaturas de calor podem ser observadas em imagens infravermelhas.

A anã marron WISEA 1147 era bastante "vermelha" nas imagens 2MASS (onde a cor vermelha tinha sido atribuída a comprimentos de onda infravermelhos mais longos), o que significa que é poeirenta e jovem.

Depois de mais análises, os astrônomos perceberam que este objeto pertence à associação TW Hydrae, que está a cerca de 150 anos-luz da Terra. A WISEA 1147 é uma das anãs marrons mais jovens e de menor massa já descobertas.

Curiosamente, um segundo membro da associação TW Hydrae, de massa igualmente muito baixa, foi anunciado poucos dias depois (2MASS 1119-11) por um outro grupo liderado por Kendra Kellogg da Western University em Ontário, Canadá.

Outra razão pela qual os astrônomos querem estudar estes mundos isolados é que se assemelham com planetas, mas são mais fáceis de estudar. Os planetas em torno de outras estrelas, chamados exoplanetas, são quase impercetíveis ao lado das suas estrelas brilhantes. Ao estudar objetos como WISEA 1147, que não têm nenhuma estrela hospedeira é possível aprender mais sobre as suas composições e padrões climáticos.

"Podemos entender melhor os exoplanetas através do estudo de anãs marrons jovens e de baixa massa," observa Schneider. "Neste momento, estamos no regime de exoplaneta."

O novo estudo foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

NGC 7635: a Nebulosa da Bolha

Soprada pelo vento de uma estrela massiva, esta aparição interestelar tem uma forma surpreendentemente familiar.

© Hubble (Nebulosa da Bolha)

Catalogada como NGC 7635 (Shaspless 162 ou Caldwell 11), ela também é conhecida simplesmente como a Nebulosa da Bolha, e foi descoberta por William Herschel em 1787. Embora pareça delicada, a bolha de 10 anos-luz de diâmetro mostra evidências de violentos processos em seu interior. Abaixo e à esquerda do centro da Bolha está uma estrela quente tipo O, a SAO 20575, várias centenas de milhares de vezes mais luminosa e aproximadamente 15 vezes mais massiva do que o Sol.

Um feroz vento estelar e intensa radiação vinda da estrela insuflaram a estrutura de gás brilhante contra o material mais denso de uma nuvem molecular circundante. A intrigante Nebulosa da Bolha está a cerca de 11.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Cassiopeia. Esta visão tentadora da bolha cósmica é composta a partir de dados de imagem de banda estreita, registrando a emissão dos átomos de hidrogênio e oxigênio ionizados da região composta de estrelas de aparência natural. Esta penetrante visão da tentadora bolha cósmica é uma composição de imagens obtidas de dados do telescópio espacial Hubble, em comemoração ao 26º aniversário do seu lançamento, cujo aniversário será no próximo domingo.

Fonte: NASA

Sedimentos de supernovas ainda precipitam sobre a Terra e a Lua

Um radioisótopo de ferro produzido pela explosão de estrelas foi descoberto tanto na Lua e em raios cósmicos que estão entrando no Sistema Solar, reforçando a teoria de que duas supernovas explodiram dentro de nossa vizinhança galáctica a cerca de dois milhões de anos atrás.

© Gemini South Telescope (Grande Nuvem de Magalhães)

A imagem acima mostra uma vasta bolha na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea visível do hemisfério sul, que foi formada pela morte explosiva de uma ou mais estrelas do aglomerado massivo dentro da bolha. Os raios cósmicos que atingem a Terra são criados e acelerados por explosões semelhantes.

A pesquisa revelou recentemente que os depósitos destas explosões cósmicas massivas ainda precipitam na Terra. Enquanto pesquisas anteriores encontraram amostras do isótopo que se acumulou na Terra e na Lua no passado distante, esta é a primeira medição da taxa atual.
Pesquisas anteriores já haviam descoberto depósitos de ferro ⁶⁰Fe nas crostas e sedimentos no fundo dos oceanos da Terra.

Estes resultados sugerem que duas supernovas explodiram entre 1,5 a 2,3 milhões de anos atrás, nas distâncias de 290 a 325 anos-luz do Sol.

Se as supernovas realmente explodiram relativamente perto do Sol, as provas devem ser encontradas não só na Terra, mas também em outras partes do Sistema Solar. Percebendo isso, uma equipe de cientistas da Universidade Técnica de Munique, na Alemanha, junto com colegas nos EUA, descobriram um excesso de ⁶⁰Fe em amostras lunares que retornaram à Terra atrvés das missões:  Apollo 12, 15 e 16.

O isótopo penetrou no Sistema Solar e precipitou sobre a Lua como poeira. Também é possível que  que o impacto dos raios cósmicos sobre a superfície lunar interagiram com elementos como níquel e produziram o ⁶⁰Fe, potencialmente levando à confusão.

No entanto, este tipo de interação também produziria um radioisótopo de manganês ⁵³Mn, e a taxa entre os dois produzidos por raios cósmicos é fixa.

“Então, um aumento de ⁶⁰Fe deve ser refletido em um aumento de ⁵³Mn, se o isótopo não se originou a partir de uma supernova,” diz o membro da equipe Gunther Korschinek.

Em vez disso, os pesquisadores encontraram apenas um excedente de ⁶⁰Fe, entre 10 a 60 milhões de átomos por cm².

Sendo a meia-vida do ⁶⁰Fe de 2,62 milhões de anos; em seguida, no momento em que o isótopo foi depositado, a sua abundância na Lua teria sido entre 0,8 × 10⁸ e 4 × 10⁸ por cm².

Esta concentração é semelhante ao que se verificou na Terra. “Os dados lunares são a prova objetiva de que o ⁶⁰Fe entrou no nosso Sistema Solar em torno de dois milhões de anos atrás, e foi depositado em cada objeto,” disse Korschinek.

Supernovas também podem produzir raios cósmicos composto por núcleos de ⁶⁰Fe, e novos resultados da sonda Advanced Composition Explorer da NASA identificaram um punhado destes raios cósmicos com energias entre 195 e 500 MeV.

A análise feita pela equipe liderada por Robert Binns, da Universidade de Washington, nos EUA, indica que os raios cósmicos de ⁶⁰Fe também se originou das duas supernovas nas proximidades.

O ⁶⁰Fe pode ter sido o primeiro produzido por uma explosão de supernova, com as ondas de choque da segunda acelerando os núcleos de ⁶⁰Fe para próximo da velocidade da luz.

Embora as supernovas explodiram entre 1,5 e 2,3 milhões de anos atrás, ainda é possível detectar seus raios cósmicos, porque eles têm sido sustentados pelo emaranhado campo magnético interestelar que os desviam. “É melhor pensar nos raios cósmicos acelerados por uma supernova como uma nuvem em expansão que emana a onda de choque da supernova, ao invés de uma onda de partículas que passa,” disse Binns.

Ambos resultados, juntamente com os resultados anteriores, estão estabelecendo que pelo menos duas supernovas explodiram perto do Sol nos últimos milhões de anos. Os resultados dão aos cientistas um meio de aprender mais sobre o processo de criação de elementos pesados ​​dentro de supernovas, que são soprados para o espaço e reciclados para a próxima geração de estrelas e planetas.

“Ela abre a porta para procurar outros radioisótopos de vida longa dos mesmos eventos,” disse Korschinek.

Os artigos foram publicados independentemente nas revistas Science e Physical Review Letters.

Fonte: Physics World

Encontrada elusiva galáxia anã orbitando a Via Láctea

Uma enorme galáxia orbitando a Via Láctea aparentemente apareceu do nada. A galáxia anã recém-descoberta, denominada Crater 2, situa-se a cerca de 400.000 anos-luz de distância, e já ganhou o título da quarta maior galáxia conhecida circulando a nossa Galáxia.

© V. Belokurov/S. Koposov/G. Torrealba (ilustração da Crater 2)

A ilustração acima mostra a que Crater 2 vista como se fosse 1.000 vezes mais luminosa do que realmente é, com a Lua em escala.

Então, como é que uma galáxia tão grande fica escondida por tanto tempo?

A Crater 2 tem estado sempre lá, circulando em silêncio a nossa própria galáxia gigante. Mas suas estrelas são tão difusas que é incrivelmente escura, e tem sido mascarada até agora por suas vizinhas mais brilhantes. Na verdade, é uma das galerias mais escuras já detectadas no Universo.
"Esta é certamente uma descoberta muito rara", disse Vasily Belokurov da Universidade de Cambridge, no Reino Unido. "Uma galáxia como a Crater 2 é uma espécie de objeto invisível."

Tanto quanto sabemos, a Via Láctea é orbitada por 49 outras galáxias, mas esta pesquisa sugere que talvez haja outras galáxias escuras, dentro de nossa própria vizinhança cósmica, que permaneceram ocultas por causa de sua difusa aparência fantasmagórica.

A Crater 2 foi detectada pela primeira vez em janeiro, quando astrônomos usaram um algoritmo de computador para estudar as imagens tiradas pelo Very Large elescope (VLT) no Chile, e em seguida, identificar regiões onde poderia haver concentração invulgar de estrelas, um desses agrupamentos é a Crater 2.

As galáxias que não tendem a ter bordas definidas frequentemente são descritas em termos do 'diâmetro meia-luz ", que basicamente significa o diâmetro da parte da galáxia que emite metade de sua luz.

Com base na análise, até agora, os astrônomos calculam que a Crater 2 tem um diâmetro de meia-luz de cerca de 7.000 anos-luz, significando que se pudéssemos vê-la no céu à noite, seria duas vezes maior que a lua cheia, mas também muito mais difusa, por causa de quão distantes as suas estrelas estão.

"É ordens de magnitude menos luminosa em comparação com a maioria dos objetos de tamanho semelhante", disse Belokurov. "É extremamente difusa. Mas o motivo nós ainda não sabemos."
Nos últimos 10 anos, o número de galáxias satélites conhecidas duplicou, o que sugere que ainda temos muito a aprender sobre as galáxias que orbitam a nossa própria.

De fato, há evidências de que a Crater 2 pode pertencer a um pequeno grupo de galáxias que estão sendo atraídas pela Via Láctea.

"Ela parece estar alinhada astronomicamente com um punhado de outros objetos nas proximidades, o que pode indicar como o nosso grupo de galáxias se formou," disse Jay Pasachoff, astrônomo do Williams College, em Massachusetts, que não estava envolvido no estudo.

Belokurov e sua equipe já estão usando a nova técnica para descobrir o que mais está lá fora, com a esperança de vir a compreender melhor a evolução da Via Láctea. Uma coisa é óbvia, quando se trata de espaço, ainda temos muito para descobrir.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: New Scientist

A elegância da NGC 4111 esconde um passado agitado

A elegante simplicidade da NGC 4111, vista a seguir numa imagem feita pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA esconde uma história muito mais violenta do que você possa imaginar.

© Hubble (NGC 4111)

A NGC 4111 é uma galáxia lenticular, ou em forma de lente, que localiza-se a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Canes Venatici.

As galáxias lenticulares são um tipo intermediário de galáxias, entre as elípticas e as espirais. Elas abrigam estrelas velhas como as galáxias elípticas e possuem um disco como uma galáxia espiral. Contudo, aí é onde as similaridades terminam: elas se diferem das elípticas pois elas possuem um bulbo e um disco fino, mas são diferentes das espirais, pois os discos lenticulares contêm muito pouco gás e poeira, e não apresenta nenhum tipo de estrutura que caracteriza as galáxias espirais. Nessa imagem é possível observar o disco da NGC 4111 de lado, então ele aparece como uma fina lâmina de luz no céu.

Numa primeira olhada, a NGC 4111 se parece com uma galáxia tranquila, mas existem aspectos incomuns nela que sugerem que essa galáxia não é um lugar tão tranquilo assim. Cruzando o seu centro e formando ângulos retos com o fino disco está uma série de filamentos que têm sua silhueta destacada contra o núcleo brilhante da galáxia. Esses filamentos são feitos de poeira e acredita-se que eles estejam associados com um anel de material que circula o núcleo da galáxia. Como ele não está alinhado com o disco principal da galáxia, é possível que esse anel polar de gás e poeira seja na verdade a parte remanescente de uma galáxia menor que foi engolida pela NGC 4111 a muito tempo atrás.

Fonte: NASA

Galáxias formam um Anel de Einstein

Pode uma galáxia se esconder atrás de outra?

© ALMA/Hubble (SDP.81)

Não no caso da SDP.81. Aqui a galáxia em primeiro plano, mostrada em azul numa imagem feita pelo telescópio espacial Hubble, age como uma imensa lente gravitacional, puxando a luz da galáxia que está em segundo plano, mostrada em vermelho em uma imagem feita em ondas de rádio pelo ALMA, e mantendo-a visível. O alinhamento é tão preciso que a galáxia distante está distorcida em parte do anel ao redor da galáxia de primeiro plano, uma formação conhecida como Anel de Einstein. Análises detalhadas das distorções causadas pelas lentes gravitacionais, indicam que uma pequena galáxia satélite escura participa das deflexões, indicando assim que muitas galáxias satélites podem ser muito apagadas e dominadas pela matéria escura. Essa pequena galáxia é mostrada por um pequeno ponto branco à esquerda da imagem. Embora se espalhe por somente poucos arcos de segundo, o Anel de Einstein tem na verdade dezenas de milhares de anos-luz de diâmetro.

Fonte: NASA

Poeira interestelar interceptada em Saturno

A sonda Cassini detectou a fraca, mas distinta, assinatura de poeira oriunda de fora do nosso Sistema Solar.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de grãos interestelares inteceptados por Saturno)

A Cassini voa em torno do sistema de Saturno há já 12 anos, estudando o gigante gasoso e os seus anéis e satélites. Também encontrou milhões de grãos de poeira ricos em gelo com o seu instrumento CDA (Cosmic Dust Analyser), a vasta maioria dos quais são do satélite gelado, Encélado, e constituem um dos anéis exteriores de Saturno.

Entre os grãos detectados, 36 destacam-se, e os cientistas concluem que vieram de fora do nosso Sistema Solar.

Este tipo de poeira não é, de todo, inesperado. Na década de 1990, a missão Ulisses da ESA/NASA fez a primeira descoberta in-situ de poeira interestelar, mais tarde confirmada pela sonda Galileu da NASA.

A poeira foi rastreada até à nuvem interestelar local: uma bolha quase vazia de gás e poeira pela qual estamos viajando com velocidade e direção distintas.

"A partir dessa descoberta, mantivemos sempre a confiança em detectar estes intrusos interestelares em Saturno com a Cassini: nós sabíamos que se olhássemos na direção certa, os encontraríamos," afirma Nicolas Altobelli, cientista do projeto Cassini da ESA e autor principal do estudo.

"E, de fato, em média, capturamos alguns grãos por ano, viajando a uma velocidade alta e com um percurso específico bem diferente dos grãos de gelo normais que recolhemos em torno de Saturno."

Os minúsculos grãos de poeira viajavam a mais de 72.000 km/h, rápidos o suficiente para evitar ficarem presos dentro do Sistema Solar pela gravidade de Saturno, ou mesmo pela do Sol.

Ao contrário da Ulisses e da Galileu, a Cassini analisou pela primeira vez a composição da poeira, mostrando que são constituídos por uma mistura muito específica de minerais, não gelo.

Todos tinham uma composição química surpreendentemente similar, contendo elementos principais da formação de rochas, como magnésio, silício, ferro e cálcio em proporções cósmicas médias. Por outro lado, os elementos mais reativos como enxofre e carbono, eram menos abundantes em comparação com a média.

"A poeira cósmica é produzida quando as estrelas morrem, mas com a vasta gama de estrelas no Universo, nós naturalmente esperávamos encontrar uma enorme variedade de tipos de poeira durante o longo período do nosso estudo," afirma Frank Postberg, da Universidade de Heidelberg.

"Surpreendentemente, os grãos que já detectamos não são velhos, pristinos e de composição diversificada como os grãos de poeira estelar que encontramos nos meteoritos antigos," afirma Mario Trieloff, também da Universidade de Heidelberg. "Aparentemente, foram produzidos de forma bastante uniforme através de algum processo repetitivo no meio interestelar."

A equipe especula que a poeira numa região de formação estelar pode ser destruída e recondensar-se várias vezes à medida que as ondas de choque de estrelas moribundas passam por ela, antes dos grãos similares resultantes acabarem viajando na direção do nosso Sistema Solar.

"A longa duração da missão Cassini permitiu-nos usar a sonda como um observatório de micrometeoritos, fornecendo-nos acesso privilegiado à contribuição de poeira oriunda do exterior do Sistema Solar que não podia ter sido obtida de outra forma," acrescenta Nicolas.

Um artigo intitulado “Flux and composition of interstellar dust at Saturn from Cassini’s Cosmic Dust Analyzer” de N. Altobelli et al, apresenta os resultados que foram divulgados na revista Science.

Fonte: ESA

Chapa fotográfica mostra a primeira evidência de um sistema planetário

Uma chapa astronômica de vidro, de uma imagem captada em 1917 e pertencente à coleção dos Observatórios Carnegie, contém a primeira evidência de um sistema planetário para além do Sol.

© Instituto Carnegie (chapa fotográfica mostra o espectro da estrela van Maanen)

Na chapa fotográfica a inserção mostra as fortes linhas do elemento cálcio, que são surpreendentemente fáceis de ver no espectro com um século. O espectro é a linha fina, (principalmente) escura no centro da imagem.

Este achado inesperado foi reconhecido durante uma pesquisa para um artigo sobre sistemas planetários ao redor de anãs brancas.

Eis o que aconteceu: há um ano atrás, o autor Jay Farihi da UCL (University College London) contactou o diretor dos Observatórios, John Mulchaey. Ele procurava uma chapa no arquivo de Carnegie que continha o espectro da estrela van Maanen, uma anã branca descoberta pelo astrônomo holandês-americano Adriaan van Maanen no mesmo ano em que a chapa foi feita.

Os espectros estelares são registos da luz emitida por estrelas distantes. Cobrem todas as cores da luz, como um arco-íris num prisma, e podem fornecer informações sobre a composição química de uma estrela. Também podem mostrar como a luz emitida por uma estrela é afetada pela química dos objetos quando atravessa antes de chegar até à Terra.

As imagens dos espectros estelares permitiram com que os astrônomos do século XIX desenvolvessem um sistema para classificar estrelas que é ainda hoje usado. Os astrônomos modernos usam ferramentas digitais para estudar a cor das estrelas, mas durante décadas, usaram chapas fotográficas de vidro para obter imagens do céu e para registar espectros estelares.

Conforme solicitado, localizaram a placa de 1917, feita pelo ex-Diretor dos Observatórios Walter Adams no Observatório do Monte Wilson que, na época, fazia parte de Carnegie. À exceção de uma anotação na placa, de que a estrela parecia um pouco mais quente que o Sol, tudo parecia muito normal. No entanto, quando Farihi examinou o espectro, encontrou algo extraordinário.

A pista estava no que é chamado de linhas de absorção do espectro. As linhas de absorção indicam "peças que faltam", áreas onde a luz oriunda de uma estrela passa por algo e onde uma cor específica de luz é absorvida por essa substância. Estas linhas indicam a composição química do objeto perturbador.

O espectro da estrela van Maanen feito em 1917 revelou a presença de elementos mais pesados, como o cálcio, magnésio e ferro, que deveriam há muito ter desaparecido para o interior da estrela devido ao seu peso.

Somente nos últimos 12 anos é que se tornou evidente que a estrela van Maanen e outras anãs brancas com elementos pesados no seu espectro representam um tipo de sistema planetário com grandes anéis de remanescentes planetários rochosos que depositam detritos na atmosfera estelar. Estes sistemas recentemente descobertos são chamados de "anãs brancas poluídas". Isso é surpreendente, porque anãs brancas são estrelas como o Sol mas no final das suas vidas, por isso não foi de todo esperado que ainda houvesse material planetário remanescente ao seu redor durante essa fase.

"A constatação inesperada de que esta chapa fotográfica de 1917, do nosso arquivo, continha a evidência mais antiga registada de um sistema de anã branca poluída é simplesmente incrível," afirma Mulchaey. "E o fato que foi feita por um astrônomo tão proeminente na nossa história como Walter Adams aumenta ainda mais a excitação."

Os planetas, propriamente ditos, ainda não foram detectados em órbita da estrela van Maanen, nem em torno de sistemas similares, mas Farihi está confiante de que é apenas uma questão de tempo.

"O mecanismo que cria os anéis de detritos planetários, e o depósito na atmosfera estelar, requer a influência gravitacional de planetas de pleno direito," explicou. "O processo não pode ocorrer sem a presença de planetas."

"Carnegie tem uma das maiores coleções do mundo de placas astronômicas com um arquivo que inclui cerca de 250.000 placas obtidas em três observatórios diferentes - Monte Wilson, Palomar e Las Campanas," conclui Mulchaey. "Temos uma quantidade incrível de história arrumada em nosso porão e, quem sabe, que outros achados podemos descobrir no futuro?"

Um artigo intitulado “Circumstellar debris and pollution at white dwarf stars” foi publicado na revista New Astronomy Reviews.

Fonte: Carnegie Science

Órion em vermelho e azul

Quando a constelação de Órion tornou tão chamativa?

© David Lindemann (Órion)

Esta revelação colorida da parte da constelação de Órion é oriunda da luz vermelha emitida por hidrogênio e enxofre (SII), e a luz azul-verde emitida pelo oxigênio (OIII). Matizes na imagem foram digitalmente transferida sendo um indicativo de suas origens elementares, mas também marcante para o olho humano. A imagem empolgante foi cuidadosamente composta de centenas de imagens que levou cerca de 200 horas para serem recolhidas. Na foto, o Laço de Barnard, na parte inferior da imagem, aparece para embalar construções interestelares incluindo a intricada nebulosa de Órion, vista apenas à direita do centro. A Nebulosa da Chama também pode ser rapidamente localizada, mas é preciso um olhar atento para identificar o ligeiro recuo da escura Nebulosa Cabeça de Cavalo. Quanto ao brilho de Órion, uma explicação conducente para a origem do Laço de Barnard é uma explosão de supernova que ocorreu cerca de dois milhões de anos atrás.

Fonte: NASA

No interior da Fornalha Ardente

A nova imagem abaixo mostra a concentração de galáxias conhecida por Aglomerado da Fornalha, que se situa na constelação da Fornalha no hemisfério sul.

© ESO/VST (carta celeste com a localização do Aglomerado de Galáxias da Fornalha)

O aglomerado comporta uma quantidade de galáxias de todas as formas e tamanhos, algumas das quais escondem alguns segredos.

Galáxias parecem ser "sociais", gostando de se juntar em grupos grandes, a que chamamos aglomerados. Na realidade é a gravidade que mantém as galáxias unidas num aglomerado, como se de uma única identidade se tratassem, com a força gravitacional a ser exercida tanto por grandes quantidades de matéria escura invisível como por galáxias que podemos ver. Os aglomerados contêm entre cerca de 100 a 1.000 galáxias e podem ter dimensões que vão desde os 5 aos 30 milhões de anos-luz.
Os aglomerados de galáxias não têm formas claramente definidas, por isso é difícil determinar exatamente quando começam e quando acabam. No entanto, os astrônomos estimam que o centro do aglomerado da Fornalha se encontra numa região situada a 65 milhões de anos-luz de distância da Terra. O que sabemos com mais precisão é que este aglomerado contém quase 60 galáxias grandes e um número semelhante de galáxias anãs menores. Os aglomerados de galáxias como este são bastante comuns no Universo e ilustram bem a influência poderosa que a gravidade exerce ao longo de grandes distâncias, conseguindo juntar as massas enormes de galáxias individuais numa só região.
No centro deste aglomerado, no meio dos três glóbulos difusos brilhantes que podem ser vistos à esquerda da imagem, encontra-se uma galáxia cD (canibal galáctica). As galáxias cD como esta, chamada NGC 1399, parecem-se com galáxias elípticas mas são maiores e possuem envelopes extensos e tênues. Isto acontece porque se formaram ao “engolir” galáxias menores, trazidas para o centro do aglomerado pela força da gravidade. A imagem capta apenas as regiões centrais do Aglomerado da Fornalha, que na realidade se estende ao longo de uma maior região no céu. A galáxia central é geralmente a mais brilhante do aglomerado, mas neste caso a galáxia mais brilhante, NGC 1316, situa-se na periferia do agloemrado, fora da área coberta por esta imagem. Também conhecida por Fornax A, esta galáxia é uma das mais poderosas fontes de ondas de rádio no céu. As ondas de rádio, que podem ser observadas por radiotelescópios, sensíveis a este tipo de radiação, emanam de dois enormes lóbulos que se estendem até muito longe no espaço, de cada lado da galáxia visível. A energia que dá origem a esta emissão rádio vem de um buraco negro supermassivo que se encontra no centro da galáxia e que emite dois jatos opostos de partículas de alta energia. Estes jatos produzem ondas rádio quando atingem o gás rarefeito que ocupa o espaço entre as galáxias do aglomerado.
Há na realidade evidências deste processo estar ocorrendo bem na nossa frente. Um trabalho recente feito por uma equipe de astrônomos liderada por Enrichetta Iodice (INAF - Osservatorio di Capodimonte, Nápoles, Itália), que fez uso de dados do VST do ESO, revelou uma ponte de luz muito tênue entre NGC 1399 e a galáxia menor que se encontra à sua direita, NGC 1387. Esta ponte, que não tinha sido ainda observada (e é fraca demais para poder ser vista na imagem), é ligeiramente mais azul que qualquer das galáxias, indicando que é constituída por estrelas formadas a partir de gás retirado de NGC 1387 pela atração gravitacional de NGC 1399. Apesar de haver, de modo geral, poucas evidências de interação no aglomerado da Fornalha, parece que pelo menos a NGC 1399 ainda continua se abastecendo das suas vizinhas.
Em baixo à direita na imagem podemos ver uma enorme galáxia espiral barrada, NGC 1365, que se trata de um belo exemplar de galáxias deste tipo, com uma barra proeminente passando através do núcleo central e os braços espirais saindo das pontas da barra. Refletindo a natureza das galáxias do aglomerado, a NGC 1365 também é mais do que parece. Esta galáxia foi classificada como uma galáxia do tipo Seyfert, possuindo um núcleo ativo brilhante que contém um buraco negro supermassivo no seu interior.
Esta imagem foi obtida com o Telescópio de Rastreio do VLT (VST) montado no Observatório do Paranal do ESO no Chile. Com 2,6 metros de diâmetro, o VST não é de modo nenhum um telescópio grande pelos padrões atuais, no entanto foi concebido especificamente para fazer rastreios do céu a larga escala. O que o torna especial é o seu enorme campo  de visão corrigido e a sua câmera de 256 megapixels, a OmegaCAM, que foi especialmente desenvolvida para mapear o céu. Com esta câmera, o VST consegue produzir imagens profundas de grandes áreas no céu muito rapidamente, deixando a exploração dos detalhes de objetos individuais para telescópios realmente grandes, como o Very Large Telescope do ESO (VLT).

Um artigo científico intitulado “The Fornax Deep Survey with VST. I. The extended and diffuse stellar halo of NGC1399 out to 192 kpc” foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Possível família do planeta anão Ceres é identificada

A despeito dos indícios de que Ceres, o maior corpo do cinturão principal de asteroides do Sistema Solar, situado entre as órbitas de Marte e Júpiter, deveria possuir uma família de fragmentos originados de colisões ao longo dos últimos bilhões de anos, até então não tinham sido encontradas pistas que confirmassem essa hipótese.

© NASA/Dawn (Ceres)

Agora, contudo, um grupo de pesquisadores da Universidade Estadual Paulista (UNESP), campus de Guaratinguetá, em colaboração com colegas do Southwest Research Institute, dos Estados Unidos, encontrou vestígios de uma possível família antiga dispersa (paleofamília) do planeta anão.

Os pesquisadores identificaram um conjunto de 156 asteroides em uma região primitiva do cinturão principal de asteroides, caracterizada pela baixa densidade de objetos, cuja taxonomia, cores (classificação) e albedo (quantidade de luz refletida) indicam que podem ser fragmentos de Ceres.

“O fato de ainda não se ter encontrado até agora uma família de asteroides de Ceres representa um dos maiores problemas da dinâmica dos asteroides”, disse Valério Carruba, professor da UNESP de Guaratinguetá e principal autor do estudo. “A descoberta de uma possível família deste corpo pode contribuir para entendermos melhor a história do Sistema Solar”, avaliou.

De acordo com o pesquisador, enquanto outros asteroides do mesmo tipo espectral (frequências de radiação eletromagnética) de Ceres, como Hygiea e Euphrosyne, já têm famílias reconhecidas, até agora ainda não tinha sido identificado nenhum grupo de asteroides que poderiam ser fragmentos do planeta anão, que possui 900 quilômetros de diâmetro.

Estima-se, porém, que cerca de 10 crateras com mais de 300 km de diâmetro podem ter sido formadas em Ceres em razão de colisões com outros objetos ao longo dos últimos 4,5 bilhões de anos.

E dados de observação da sonda espacial Dawn, lançada pela NASA em 2007 para examinar Ceres e Vesta, que é o segundo maior corpo do cinturão principal de asteroides, com aproximadamente 400 quilômetros de diâmetro, corroboraram essa estimativa ao mostrar que pelo menos duas crateras com 280 km de diâmetro foram formadas nos últimos 2 bilhões de anos na superfície de Ceres.

Dessa forma, Ceres pode ter expelido um número significativo de fragmentos e formado ao menos duas famílias.

Os métodos tradicionais usados para a identificação de famílias de asteroides, entretanto, não detectaram até agora nenhuma família de Ceres.

“As técnicas usuais para identificação de famílias de asteroides se concentram em observar objetos vizinhos a Ceres na região central do cinturão principal de asteroides”, explicou Carruba.

“Acontece que colisões e ressonâncias seculares lineares com Ceres [quando um corpo menor e outro de massa maior sincronizam o período de rotação (precessão) do ponto mais próximo do Sol da órbita (pericentro) ou do nó ascendente da órbita, podendo alterar a excentricidade ou a inclinação do corpo menor e tornar sua órbita mais instável] podem ter empobrecido a população de objetos próximos ao asteroide nessa região do cinturão principal. Dessa forma, não é possível encontrar muitos objetos vizinhos a Ceres”, afirmou.

Outro problema, segundo o pesquisador, é que na região central do cinturão principal há uma concentração maior de asteroides, principalmente do tipo C, o tipo de asteroide mais comum, como Ceres, que tem pouca capacidade de refletir luz, baixa densidade e é associado a regiões mais externas do Sistema Solar.

E há duas grandes famílias de asteroides do mesmo tipo espectral de Ceres nessa região, a Dora e a Chloris.

“Ao realizar um estudo por espectrofotometria astronômica [em que se analisa o espectro da radiação eletromagnética dos objetos observados por telescópios] é difícil saber se esses objetos do tipo C no cinturão principal integram uma possível família de Ceres ou pertencem às famílias dos asteroides Dora e Chloris”, ponderou Carruba.

Além disso, estima-se que as velocidades iniciais de ejeção de Ceres por colisões devem ter sido significativamente maiores que as observadas em qualquer outro corpo no cinturão principal, incluindo Vesta.

Dessa forma, os fragmentos de Ceres podem ter se espalhado por uma área muito maior do cinturão principal de asteroides e seriam significativamente mais distantes entre si do que a distância de objetos formados em colisões de corpos menores que o planeta anão.

Com base nessas constatações, os pesquisadores propuseram, em vez de tentar identificar possíveis membros da família de Ceres perto do planeta anão na região central do cinturão de asteroides, olhar para uma região pristina do cinturão de asteroides, entre as ressonâncias 5J: 2a e 7J: -3a de movimento médio com Júpiter.

A hipótese deles é que fragmentos de Ceres, da ordem de quilômetros, podem ter alcançado essa região do cinturão principal de asteroides que foi esvaziada durante a fase do bombardeio pesado tardio, ocorrida entre 4,3 e 3,8 bilhões de anos atrás, quando se estima que um imenso número de asteroides tenha atingido o Sistema Solar, causando um grande número de crateras na Lua e em outros corpos. Desde então, a entrada de material fora de outras áreas do cinturão principal de asteroides para essa região primitiva ficou limitada.

“Algumas das vantagens de estudar essa região é justamente a baixa densidade de asteroides e a falta de outras grandes famílias do tipo C com excentricidades [medida do achatamento de uma órbita elíptica] e inclinações comparáveis às de Ceres”, disse Carruba. “Isso torna a identificação de possíveis membros da família de Ceres nessa região mais fácil”, afirmou.

A fim de confirmar suas hipóteses, os pesquisadores realizaram um estudo dos albedos e das cores dos objetos encontrados nessa região do cinturão principal de asteroides.

Os resultados das análises indicaram que 156 objetos na região apresentam fotometria e albedo compatíveis com asteroides do tipo C, como Ceres, que reflete apenas 9% da luz que incide sobre ele.

Os estudos estatísticos realizados pelos pesquisadores também indicaram que a distribuição em inclinações desses objetos é compatível como sendo originados de Ceres.

“Ainda não há uma prova definitiva de que exista uma família de Ceres, porque esses objetos que identificamos são candidatos do tipo C, e ainda não foram obtidos espectros completos no visível e no infravermelho para confirmar a classificação. Mas há provas circunstanciais bastante fortes”, afirmou Carruba.

Segundo o pesquisador, não há nenhuma fonte de objetos do tipo C na região primitiva do cinturão principal que poderia explicar a concentração desse tipo de asteroides naquela área.

O artigo “Footprints of a possible Ceres asteroid paleo-family”, de Carruba e outros, foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte FAPESP (Agência)

A galáxia anã Leo A

À primeira vista, esta imagem do telescópio espacial Hubble parece mostrar uma variedade de diferentes objetos cósmicos, mas as estrelas espalhadas aqui constituem um corpo único, uma galáxia anã próxima conhecida como Leo A.

© Hubble/Judy Schmidt (galáxia anã Leo A)

Ela possui alguns milhões de estrelas que estão tão escassamente distribuída que algumas galáxias distantes são visíveis através dela. A Leo A está a 2,5 milhões de anos-luz de distãncia da Terra e é um membro do Grupo Local de galáxias; um grupo que inclui a Via Láctea e a conhecida galáxia de Andrômeda.

Os astrônomos estudam galáxias anãs, pois elas são muito numerosos e são mais simples em estrutura do que suas primas gigantes. No entanto, seu tamanho diminuto torna-as difíceis de estudá-las a grandes distâncias. Consequentemente, as galáxias anãs do Grupo Local são de particular interesse, uma vez que estão perto o suficiente para serem estudadas em detalhe.

Entretanto, a Leo A é uma galáxia bastante incomum. É uma das galáxias mais isoladas do Grupo Local, não tem características estruturais óbvias além de ter uma massa aproximadamente esférica de estrelas, e não apresenta qualquer evidência de recentes interações com galáxias vizinhas. Contudo, os componentes da galáxia são dominados por estrelas relativamente jovens, algo que normalmente acontece devido a interações com outras galáxias. Cerca de 90% das estrelas na Leo A têm menos de oito bilhões de anos, jovens em termos cósmicos!

Isso levanta uma série de questões intrigantes sobre o motivo da formação de estrelas na Leo A não ter ocorrido na escala de tempo normal, mas esperou até o momento exato.

Fonte: ESA

Buraco negro gigante encontrado num local improvável

Astrônomos descobriram um buraco negro supermassivo, com uma massa de 17 bilhões de sóis, num lugar improvável: no centro de uma galáxia situada numa área pouco povoada do Universo.

© D. Coe/J. Anderson/R. van der Marel (simulação de um buraco negro no núcleo de uma galáxia)

A região preta no centro da imagem representa o horizonte de eventos do buraco negro, a partir da qual a luz não consegue escapar à atração gravitacional do objeto. A forte gravidade do buraco negro distorce o espaço em seu redor. A luz das estrelas de fundo é esticada e desfocada à medida que outras estrelas passam perto do buraco negro.

As observações, feitas pelo telescópio espacial Hubble e pelo telescópio Gemini no Havaí, podem indicar que estes objetos monstruosos podem ser mais comuns do que se pensava.

Até agora, os maiores buracos negros supermassivos, aqueles com cerca de 10 bilhões de vezes a massa do Sol, foram encontrados nos núcleos de galáxias muito grandes. De fato, o atual detentor do recorde tem uma massa de 21 bilhões de sóis e reside no aglomerado galáctico de Cabeleira de Berenice que contém mais de 1.000 galáxias.

"O buraco negro supermassivo recém-descoberto reside no centro de uma gigantesca galáxia elíptica, a NGC 1600, localizada num pequeno grupo de mais ou menos 20 galáxias," afirma a principal descobridora Chung-Pei Ma, astrônoma da Universidade da Califórnia (Berkeley) e líder do estudo MASSIVE, um levantamento das galáxias e buracos negros mais massivos no Universo local. O buraco negro supermassivo está localizado a cerca de 200 milhões de anos-luz da Terra na direção da constelação de Erídano. Apesar de ser esperado encontrar um buraco negro gigantesco, numa galáxia massiva, por sua vez numa zona lotada do Universo, parecia menos provável encontrar um nas "pequenas cidades" do Universo.

"Existem muito poucas galáxias do tamanho da NGC 1600 que residem em grupos galácticos de tamanho médio," afirma Ma. "Nós estimamos que esses grupos menores são cerca de 50 vezes mais abundantes do que os espetaculares aglomerados galácticos como o Aglomerado de Cabeleira de Berenice".

Os pesquisadores também foram surpreendidos ao descobrir que o buraco negro é 10 vezes mais massivo do que tinham previsto para uma galáxia com esta massa. Com base em pesquisas anteriores de buracos negros pelo Hubble, os astrônomos tinham desenvolvido uma correlação entre a massa de um buraco negro e a massa do bojo central de estrelas da sua galáxia hospedeira; quanto maior o bojo galáctico, mais massivo é o buraco negro. Mas para a galáxia NGC 1600, a massa gigantesca do buraco negro ofusca, de longe, a massa do seu bojo relativamente escasso. "Parece que essa relação não funciona muito bem com os buracos negros extremamente massivos; são uma fração maior da massa da galáxia hospedeira," comenta Ma.

Uma ideia que poderá explicar o tamanho monstruoso do buraco negro é que se fundiu com outro buraco negro há muito tempo atrás quando as interações entre galáxias eram mais frequentes. Quando duas galáxias se fundem, os seus buracos negros centrais assentam no núcleo da nova galáxia e orbitam-se um ao outro. As estrelas que caem perto do buraco negro binário, dependendo da sua velocidade e trajetória, podem na verdade roubar momento do par giratório e ganhar velocidade para escapar do núcleo da galáxia. Esta interação gravitacional faz com que os buracos negros se movam lentamente para mais perto um do outro, eventualmente fundindo-se para formar um buraco negro ainda maior. O buraco negro supermassivo continua crescendo e engolindo gás canalizado para o núcleo por colisões galácticas.

As refeições frequentes consumidas por NGC 1600 também poderão ser a razão pela qual a galáxia reside numa região com poucos vizinhos galácticos. A NGC 1600 é a galáxia dominante do seu grupo galáctico, tendo pelo menos três vezes o brilho dos vizinhos. "Outros grupos como este raramente têm esta grande diferença de luminosidade entre a galáxia mais brilhante e a segunda mais brilhante," acrescenta Ma.

© UC Berkeley/DSS (a gigantesca galáxia elíptica NGC 1600)

A galáxia elíptica no centro desta imagem, reside numa região pouco povoada do espaço. Uma ampliação da galáxia NGC 1600, pode ser vista na inserção, obtida perto do infravermelho pelo instrumento NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) do Hubble.

A maioria do gás da galáxia foi consumido há muito tempo atrás quando o buraco negro brilhou como um quasar brilhante devido à queda do material que era aquecido num plasma. "Agora, o buraco negro é um gigante adormecido. A única maneira que o encontramos foi medindo as velocidades das estrelas aí perto, que são fortemente influenciadas pela gravidade do buraco negro. As medições de velocidade dão-nos uma estimativa da massa do buraco negro," afirma Ma.

As medições de velocidade foram feitas pelo instrumento GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) acoplado ao telescópio Gemini Norte de 8 metros em Mauna Kea, Havaí. Espectroscopicamente, o GMOS disseca a luz do centro da galáxia, revelando estrelas até 3.000 anos-luz do núcleo. Algumas destas estrelas circulam ao redor do buraco negro e evitam encontros íntimos. No entanto, as estrelas que se movem num percurso mais reto para fora do núcleo sugerem que já se aventuraram mais perto do centro e foram arremessadas, provavelmente pelos buracos negros gêmeos.

As imagens de arquivo do Hubble, obtidas pelo instrumento NICMOS, suportam a ideia dos buracos negros gêmeos que empurram estrelas para fora. As imagens NICMOS revelaram que o núcleo da galáxia é invulgarmente tênue, indicando uma carência de estrelas próximas do centro galáctico. Um núcleo pobre em estrelas é o que distingue galáxias massivas das galáxias elípticas comuns, que têm centros muito mais brilhantes. Estimam-se que a quantidade de estrelas atiradas para fora da região central equivalha a 40 bilhões de sóis, comparável a expulsar o disco inteiro da nossa Via Láctea!

A descoberta do buraco negro foi publicada na revista Nature.

Fonte: UC Berkeley