David e Golias galáctico

A dança gravitacional entre duas galáxias em nosso bairro local levou a características visuais intrigantes em ambos, como testemunhou nesta nova imagem do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 1512 e NGC 1510)

A minúscula NGC 1510 e sua vizinha colossal NGC 1512 estão no início de uma longa fusão, um processo crucial na evolução da galáxia. Apesar do seu tamanho diminuto, a NGC 1510 teve um efeito significativo na estrutura da NGC 1512 e na quantidade de formação de estrelas.

As galáxias possuem uma variedade de formas e tamanhos, sendo classificadas com base em sua aparência. A NGC 1512, a grande galáxia à esquerda nesta imagem, é classificada como uma espiral barrada, composta de estrelas, gás e poeira cortando seu centro. A pequena NGC 1510 à direita, por outro lado, é uma galáxia anã. Apesar de seus tamanhos muito diferentes, cada galáxia afeta a outra outro através da gravidade, causando mudanças lentas em suas aparências.

A barra na NGC 1512 atua como um funil cósmico, canalizando a matéria-prima necessária para a formação de estrelas do anel externo no núcleo da galáxia. Este conduto de gás e poeira na NGC 1512 abastece o nascimento de estrelas intensas no reluzente disco interno azulado conhecido como anel circundante de estrelas, que abrange 2.400 anos-luz.

Tanto a barra como o anel de formação estelar são considerados pelo menos em parte como resultado do conflito cósmico entre as duas galáxias, uma fusão que tem ocorrido há 400 milhões de anos.

© Hubble (NGC 1512)

A NGC 1512, que foi observada pelo Hubble no passado conforme imagem acima, também abriga uma segunda região mais serena e formadora de estrelas em seu anel externo. Este anel é pontilhado com dezenas de regiões HII, onde grandes partes de gás hidrogênio estão sujeitas a radiação intensa de estrelas próximas e recém-formadas. Esta radiação faz com que o gás brilhe e crie os brilhantes nós de luz vistos ao longo do anel.

Notavelmente, a NGC 1512 se estende ainda mais do que podemos ver nesta imagem, além do anel externo, mostrando braços espirais envolvendo a NGC 1510. Estes braços enormes são contorcidos por fortes interações gravitacionais com a NGC 1510 e a acreção de material dela. Mas estas interações também estão afetando a NGC 1510.

A constante força de maré de sua vizinha girou o gás e a poeira na NGC 1510 e iniciou a formação de estrelas que é ainda mais intensa do que na NGC 1512. Isso faz com que a galáxia brilhe com a tonalidade azul que é indicativa de novas estrelas quentes.

A NGC 1510 não é a única galáxia que experimentou as intensas forças de maré gravitacional da galáxia NGC 1512. As observações feitas em 2015 mostraram que as regiões externas dos braços espirais da NGC 1512 faziam parte de uma galáxia separada e mais velha. Esta galáxia foi destruída e absorvida pela NGC 1512, assim como está fazendo agora com a NGC 1510.

O par unido demonstra como as interações entre as galáxias, mesmo que sejam de tamanhos muito diferentes, podem ter uma influência significativa nas suas estruturas, alterando a dinâmica do seu gás e poeira constituintes e até provocando explosões de estrelas. Tais interações entre galáxias e fusões de galáxias, em particular, desempenham um papel fundamental na evolução galáctica.

Veja outros detalhes acessando: O anel interno da galáxia espiral NGC 1512.

Fonte: ESA

Descubra o aglomerado

Esta imagem, obtida com o instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO, mostra o céu estrelado em torno do aglomerado de galáxias PLCKESZ G296.6-31.3.

© ESO (aglomerado de galáxias PLCKESZ G296.6-31.3)

O aglomerado propriamente dito é inicialmente difícil de localizar, aparecendo como um conjunto sutil de galáxias amareladas próximo do centro da imagem.

PLCKESZ G296.6-31.3 é composto por cerca de 1.000 galáxias, enormes quantidades de gás quente e matéria escura. É por isso que o aglomerado tem uma massa total de 530 trilhões de vezes a massa do Sol!

Quando observamos PLCKESZ G296.6-31.3 a partir da Terra, o vemos através da periferia da Grande Nuvem de Magalhães, uma das galáxias satélite da Via Láctea. A Grande Nuvem de Magalhães abriga mais de 700 aglomerados estelares, além de centenas a milhares de estrelas gigantes e supergigantes. É por isso que a maioria dos objetos cósmicos captados nesta imagem são estrelas e aglomerados estelares que se encontram no interior da Grande Nuvem de Magalhães.

O telescópio MPG/ESO de 2,2 metros encontra-se em operação no Observatório de La Silla do ESO desde 1984. Este telescópio tem sido utilizado numa variedade de estudos científicos de vanguarda, incluindo pesquisas pioneiras na área das explosões de raios gama, as explosões mais potentes do Universo. O instrumento Wide Field Imager de 67 milhões de pixels, montado no foco Cassegrain do telescópio, tem obtido imagens detalhadas de objetos fracos e distantes desde 1999.

Os dados utilizados para compor esta imagem foram selecionados a partir do arquivo do ESO, no âmbito do concurso Tesouros Escondidos.

Fonte: ESO

Formação estelar intensa na região de Westerhout 43

Escondida da nossa visão, a região formadora de estrelas de Westerhout 43 é revelada nesta imagem de infravermelho distante, do observatório espacial Herschel da ESA.

© Herschel (região Westerhout 43)

Esta nuvem gigante, onde uma multidão de estrelas massivas ganha vida no vento e na poeira, está a quase 20.000 anos-luz do Sol, na constelação de Aquila, a Águia.

Agregando mais de sete milhões de Sóis, esta região abriga mais de 20 viveiros estelares, que estão sendo aquecidos pela poderosa luz de estrelas recém-nascidas. Estes eixos de formação de estrelas destacam-se em tons azuis, contra o ambiente amarelo e vermelho mais frio.

Aninhado na bolha azul brilhante de gás, no centro da imagem, encontra-se um conjunto de estrelas Wolf-Rayet e OB, extremamente quentes e massivas, que em conjunto são mais de um milhão de vezes mais brilhantes do que o nosso Sol. Esta bolha, que hospeda as sementes que crescerão em vários novos aglomerados estelares, é um dos locais de nascimento mais prolíficos das estrelas na nossa galáxia.

Uma fábrica estelar menos extrema, mas ainda muito ativa, é o grande complexo de bolhas azuis visíveis na imagem, à direita. Ao examinar as imagens do Herschel, os astrônomos encontraram evidências do que parece ser uma rede de filamentos que ligam estes dois centros intensos de formação de estrelas.

Localizado numa região muito dinâmica da Via Láctea, na transição entre a barra central da Galáxia e um dos seus braços espirais, Westerhout 43 é um excelente laboratório para estudar como as estrelas, especialmente as massivas, tomam forma na colisão de dois grandes fluxos de matéria interestelar.

Explorar as regiões formadoras de estrelas, por toda a nossa Galáxia, com detalhes sem precedentes, foi um dos principais objetivos do Herschel, que foi lançado em 2009 e operado durante quase quatro anos, observando o céu em comprimentos de onda do infravermelho distante e submilimétrico. Sensível ao calor da pequena fração de poeira fria, misturada com as nuvens de gás onde as estrelas se formam, fotografar tais regiões densas de gás onde novas estrelas estão nascendo, permiti estudar a ação em detalhe.

Esta imagem de três cores combina as observações do Herschel em 70 micrômetros (azul), 160 micrômetros (verde) e 250 micrômetros (vermelho) e abrange cerca de 3º no lado longo; o norte é para cima e o leste para a esquerda. A imagem foi obtida como parte do projeto Hi-GAL da Herschel, que criou todo o plano da Via Láctea em cinco faixas infravermelhas diferentes.

Fonte: ESA

ALMA capta formação estelar em ação

Uma estrela parecida com o Sol está se formando a cerca de 500 anos-luz da Terra: a BHB07-11 é a mais nova de um grupo de estrelas recém-nascidas dentro da Nebulosa do Cachimbo em Ophiuchus.

© MPE/ALMA (emissão de poeira ao redor da  protoetrela BHB07-11)

A imagem de rádio acima de 1,3 milímetros obtida pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) revela a emissão de poeira ao redor da  protoetrela BHB07-11. O disco central denso é cercado por um envelope de poeira em forma de espiral.

As protoetrelas neste aglomerado têm colapsado da maior nuvem de gás, mas elas ainda não inflamaram a fusão, ainda estão crescendo, alimentando-se dos discos empoeirados que os cercam.

Agora, novas observações do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) revelaram que a BHB07-11 em detalhes requintados o seu disco permitindo elucidar como as estrelas se formam.

Um aspecto que há muito tempo é difícil de entender é como o gás em colapso perde sua rotação inicial (aleatória). O gás dentro das nuvens das estrelas tendem a preservar seu momento angular. Então, para que o gás realmente colapse em uma estrela, primeiro ele deve perder a sua rotação; geralmente, isso significa que o material realmente tem que deixar a protoestrela, na forma de jatos e ventos, para que outro material colapse para dentro.

As observações foram realizadas em quatro comprimentos de onda. O primeiro, com um comprimento de onda de 1,3 milímetros, captou o pouco calor que é emitido pela poeira fria. A imagem de 1,3 milímetros revela o disco empobrecido que está alimentando a estrela, que se estende até 80 UA, aproximadamente duas vezes mais longe da estrela que Plutão é do Sol.

Os outros três comprimentos de onda captaram a emissão de determinadas moléculas (dois isótopos de monóxido de carbono e um de formaldeído), que rastreiam a atividade gasosa no disco. Estas imagens mostram que na extremidade do disco, entre 90 e 130 UA da estrela, forças magnéticas e centrífugas estão se combinando para lançar um vento desequilibrado.

"As saídas bipolares alimentadas a partir de discos são características comuns em estrelas jovens, mas nosso estudo mostra que uma fração significativa desta saída provavelmente é alimentada na extremidade externa do disco," diz Felipe Alves do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre, na Alemanha.

O que está acontecendo é que o gás está colapsando, no disco e em direção à estrela, arrastando linhas do campo magnético com ele. Esta ação influencia o campo magnético, de modo que as linhas do campo assumem uma forma de ampulheta. O gás dentro do disco continua caindo, mas todas as partículas de gás ligeiramente acima ou abaixo do disco sentirão uma força centrífuga que os dispara ao longo das linhas do campo magnético.

Estas observações do ALMA são as primeiras a identificar o ponto de lançamento exato, onde a força magneto-centrífuga provoca a saída do fluxo de gás para uma localização na própria borda do disco da estrela.

Fonte: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik

A Via Láctea pode ser constituída com permuta de gás

As galáxias podem parecer "universos insulares" prístinos, trocando estrelas e gás somente quando se chocam uma com a outro.

© Hubble (galáxia espiral NGC 4911)

Os ventos estelares e as supernovas produzem grandes quantidades de gás fora de suas galáxias de acolhimento, algumas das quais descem de volta. Se lançado de maneira consistente, o gás pode escapar permanentemente para o espaço intergaláctico, onde pode ser apanhado por outras galáxias.

Usando as simulações FIRE de alta definição, Daniel Anglés-Alcázar (Universidade Northwestern) e colegas examinaram mais de perto estes processos bem conhecidos. A equipe observou a evolução do tempo cósmico de múltiplos sistemas de galáxias, cada um com um tipo diferente de galáxia no meio. A soberba resolução do FIRE permitiu que a equipe rastreasse as partículas de gás enquanto fluíam nestes sistemas, saindo e voltando para as galáxias individuais e entre a galáxia central e as que a rodeiam.

A equipe descobriu que as galáxias estão coletando muito mais material de outras galáxias do que se pensava anteriormente. Trabalhos anteriores sugeriram muito pouco do gás na Via Láctea viria de outras galáxias, talvez 10 a 20%. Os números do FIRE são muito mais elevados: cerca de 20% a 60% do gás na Via Láctea moderna é intergaláctico, ou seja, o material expelido de uma galáxia e coletado por outra.

No Universo atual, a troca de gás entre as galáxias através de ventos galácticos pode até ser a maneira dominante de uma grande galáxia adquirir material, superando a importância do gás frio e não processado.

O novo resultado pode causar uma complicação interessante. Os astrônomos estudam a história das diferentes estruturas de uma galáxia e populações estelares usando as composições das estrelas: uma maior fração de elementos pesados, ou metais, geralmente significa que as estrelas formadas a partir de gás já processado por gerações anteriores de estrelas. Mas se as galáxias estão trocando gás, isso prejudica o estudo sobre o que está acontecendo dentro de uma galáxia e como ela cresceu?

Por um lado, a transferência intergaláctica não é tão importante quando uma galáxia está construindo um disco espiral e uma protuberância central. Além disso, o enriquecimento de metal que o gás sofre dentro de uma galáxia pode ser muito mais determinante. Por outro lado, a transferência intergaláctica ou a reciclagem da mesma galáxia podem deixar algum tipo de impressão digital de metalicidade. Se assim for, a impressão poderia fornecer um teste observacional para estas simulações.

Os resultados foram relatados na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Sky & Telescope

Marte pode ser a própria fonte dos asteroides troianos

É um dos principais mistérios do Sistema Solar interno: como Marte, um mundo minúsculo apenas um décimo da massa da Terra, captura seu os asteroides troianos que compartilham a órbita?

© Weizmann Institute of Science (ilustração da origem dos troianos de Marte)

Os troianos são asteroides que co-orbitam antes de Marte, no ponto Lagrangiano L4 ou atrás dele no ponto L5. Estas regiões são estáveis ​​porque a atração gravitacional do planeta equilibra a do Sol. Os asteroides troianos foram descobertos em torno de Júpiter, Urano, Netuno, Vênus e Marte. (Somente um troiano (2010 TK7) foi descoberto relacionado à Terra, embora a missão Osiris-REX para 101955 Bennu esteja atualmente à procura de mais.

Muitos estudos sugeriram que o cinturão de asteroides, que fica apenas fora da órbita de Marte, pode ter sido a fonte dos troianos de Marte. Agora, um estudo aponta para uma nova fonte possível: o próprio planeta Marte.

O estudo usou as observações do Infrared Telescope Facility da NASA, com base no Observatório Mauna Kea no Havaí, para analisar os espectros de dois troianos de Marte: o 311999 (inicialmente designado 2007 NS2) e o 385250 (2001 DH47). A luz refletida destes asteroides mostra uma banda de absorção ampla em torno de 1 mícron, consistente com a presença de olivina, um mineral raro em asteroides, mas comum na crosta de Marte.

"Os asteroides como este são muito raros no cinturão principal de asteroides (0,4%)," diz David Polishook, do Weizmann Institute of Science, Israel. "Portanto, as chances de que os poucos asteroides capturados por Marte sejam asteroides ricos em olivinas é extremamente baixa". Mas os rovers marcianos e orbitadores e até os meteoritos marcianos recuperados na Terra mostraram que o próprio planeta Marte oferece um amplo suprimento de olivina.

O 5261 Eureka é o prototípico asteroide troiano de Marte, e também é conhecido por ter uma composição rica em olivinas. Dos nove troianos de Marte atualmente conhecidos, sete pertencem a um único agrupamento, do qual Eureka é o maior membro, que trilha Marte no ponto L5.

O 5261 Eureka foi descoberto por David Levy e Henry Holt em 1990. Estudos anteriores datam o asteroide com cerca de 1 bilhão de anos. Os asteroides associados no agrupamento provavelmente foram expulsos do corpo principal através do efeito Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack (YORP): ao longo de milhões de anos, o aquecimento solar girou Eureka, que agora gira em seu eixo, uma vez a cada 2,7 horas.

A olivina é o nome de um grupo de minerais de silicato de ferro-magnésio, que são comuns no manto, mas desmambram rapidamente na superfície. Até agora, a olivina foi detectada na Terra, na Lua, em Marte e na região de Rheasilvia do asteroide Vesta.

Uma região tentadora de Marte que os pesquisadores gostariam de ver melhor é Nili Fossae. O rover Spirit da NASA também detectou quantidades consideráveis ​​de olivina quando examinou a grande rocha Adirondack em 2004.

Uma janela para observações favoráveis ​​dos troianos de Marte se abre no período de março a abril de 2018. Existem alguns troianos menores adicionais do agrupamento Eureka que ainda não foram observados com um espectrômetro. Análises espectrais podem ser capazes de estabelecer uma ligação entre estes troianos e uma área específica em Marte.

O estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Weizmann Institute of Science

Primeiro avistamento de uma exolua?

Uma equipe liderada por David Kipping da Columbia University detectou o que poderia ser a primeira evidência de um exolua.

© Science Photo Library (ilustração de uma exolua e seu exoplaneta)

Uma exolua é uma lua em órbita em um exoplaneta. Muitas luas foram encontradas em nosso Sistema Solar e muitos planetas fora dele, mas até à data, ninguém captou a evidência de uma lua em órbita de um destes exoplanetas. Isso pode mudar, já que a equipe que estuda dados do telescópio espacial Kepler acredita que eles encontraram uma forte evidência de uma lua que gira em torno de um exoplaneta que está orbitando em uma estrela chamada Kepler-1625.

Os exoplanetas são encontrados observando o escurecimento das estrelas que ocorre quando um planeta passa entre a Terra e a estrela, o método de trânsito. Uma lua seria encontrada aproximadamente do mesmo modo, procurando por escurecimento que ocorre na luz refletida de um planeta causada pelo trânsito de uma lua. Kipping e sua equipe relatam que gravaram três escurecimetos do planeta. A descoberta possui uma confiança estatística ligeiramente acima de 4 sigma, mas existe a possibilidade de que o escurecimento tenha outra causa. O sistema estelar está a aproximadamente 4.000 anos-luz de distância, o que significa que a luz do planeta é extremamente fraca. A escassez de análogos galileanos em torno de planetas quentes coloca a primeira forte restrição nos modelos de formação de exoluas até à data.

A equipe espera que seus achados sejam verificados por dados do telescópio espacial Hubble, que oferece dados muito melhores, em algum momento no futuro próximo. Mas enquanto os pesquisadores esperam, eles já estão desenvolvendo teorias sobre a exolua; se ela realmente existe, então teria que ser muito maior que a nossa Lua para detectá-lo, talvez tão grande como Netuno. Isso significaria que o planeta que está orbitando também é bastante grande, provavelmente tão grande quanto Júpiter. Se for este o caso, seu tamanho sugere que provavelmente se formou depois das luas em nosso Sistema Solar. Ela também seria a primeira e a maior lua já observada.

Fonte: Columbia University

A história de três cidades estelares

A partir de novas observações obtidas com o Telescópio de Rastreio do  Very Large Telescope (VST) do ESO, astrônomos descobriram três populações distintas de estrelas bebês no aglomerado da Nebulosa de Órion.

© ESO/G. Beccari (Nebulosa de Órion)

Esta descoberta inesperada ajuda a compreender melhor como é que se formam este tipo de aglomerados, sugerindo que a formação estelar pode acontecer em surtos, onde cada um ocorre numa escala de tempo muito mais rápida do que se pensava anteriormente.

A câmera OmegaCAM de grande angular óptica montada no VST captou de forma detalhada a Nebulosa de Órion e o seu aglomerado associado de estrelas jovens, dando origem a esta imagem. Este objeto é uma das maternidades estelares mais próximas da Terra, onde nascem tanto estrelas de grande como de pequena massa, situada a cerca de 1.350 anos-luz de distância.

Uma equipe de astrônomos, liderada pelo astrônomo do ESO Giacomo Beccari, usou estes dados de qualidade sem precedentes para medir de forma precisa o brilho e as cores de todas as estrelas do aglomerado da Nebulosa de Órion. Estas medições permitiram aos astrônomos determinar a massa e idade das estrelas. Surpreendentemente, os dados revelaram três populações estelares distintas de idades diferentes nas regiões centrais de Órion.

Monika Petr-Gotzens, também do ESO, explicou, “Este resultado é extremamente significativo. O que estamos vendo é que, neste aglomerado, as estrelas na fase inicial das suas vidas não se formaram todas em simultâneo, o que quer dizer que o nosso conhecimento sobre a formação de estrelas em aglomerados pode ter que ser modificado.”

Os astrônomos investigaram cuidadosamente a possibilidade dos diferentes brilhos e cores de algumas das estrelas terem origem em estrelas companheiras escondidas, em vez de indicarem idades diferentes, o que faria com que as estrelas parecessem mais brilhantes e vermelhas do que o são na realidade. No entanto, esta explicação implicaria a existência de propriedades bastante diferentes destes pares, propriedades que nunca foram observadas anteriormente. Outras medições das estrelas, tais como velocidades de rotação e espectros, apontam também para que as suas idades sejam diferentes, sendo que as estrelas mais jovens giram mais depressa enquanto que as estrelas mais velhas giram mais devagar.

“Embora não possamos ainda refutar formalmente a possibilidade destas estrelas serem binárias, parece muito mais natural aceitar que estamos observando três gerações de estrelas que se formaram em sucessão durante um intervalo de tempo de cerca de 3 milhões de anos,” concluiu Beccari.

Os novos resultados sugerem fortemente que a formação estelar no aglomerado da Nebulosa de Órion ocorre em surtos e mais rapidamente do que se pensava anteriormente.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “A Tale of Three Cities: OmegaCAM discovers multiple sequences in the color­ magnitude diagram of the Orion Nebula Cluster,” de G. Beccari et al., que será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Um trio em Sagitário

Estas três nebulosas brilhantes são frequentemente apresentadas em explorações telescópicas da constelação de Sagittarius e os campos repletos de estrelas da Via Láctea central.

© Josep Drudis (M8, M20 e NGC 6559)

De fato, o explorador cósmico do século XVIII Charles Messier catalogou duas delas: M8, a nebulosa grande acima e esquerda do centro, e a nebulosa colorida M20 perto da parte inferior da imagem. A terceira região de emissão inclui a NGC 6559, à direita da M8 e separada da nebulosa maior por uma faixa de poeira escura.

Todas as três são viveiros estelares a cerca de cinco mil anos-luz de distância. Mais de uma centena de anos-luz em toda a extensão da M8, também é conhecida como Nebulosa da Lagoa. O apelido popular da M20 é Nebulosa Trífida. O gás hidrogênio incandescente cria a cor vermelha dominante das nebulosas de emissão.

Em contraste impressionante, os tons azuis na Nebulosa Trífida são devidos à luz refletida pela poeira. O panorama composto colorido foi gravado com dois telescópios diferentes para captar uma imagem de campo largo da área e visualizações individuais próximas com maior resolução.

Fonte: NASA

A matéria-prima de estrelas em aglomerados galácticos do Universo jovem

A colaboração internacional SpARCS (Spitzer Adaptation of the Red-sequence Cluster Survey), sediada na Universidade da Califórnia, em Riverside, combinou observações de vários dos telescópios mais poderosos do mundo para realizar um dos maiores estudos, até agora, do gás molecular, a matéria-prima que alimenta a formação estelar em todo o Universo, em três dos mais distantes aglomerados galácticos já descobertos, detectados numa época em que o Universo tinha apenas 4 bilhões de anos.

© Hubble/Bill Snyder (Galáxia do Girino)

A Galáxia do Girino, também conhecida como UGC 10214 ou Arp 188, é uma galáxia espiral perturbada que mostra correntes de gás expelido por interações gravitacionais com outra galáxia. O gás molecular é o ingrediente necessário para formar estrelas em galáxias do Universo jovem.

Os aglomerados são regiões raras do Universo que consistem de grupos íntimos de centenas de galáxias que contêm bilhões de estrelas, bem como gás quente e a misteriosa matéria escura. Em primeiro lugar, os pesquisadores usaram observações espectroscópicas do observatório W. M. Keck em Mauna Kea, Havaí, e do VLT (Very Large Telescope) no Chile para confirmar que 11 galáxias eram membros, formadores de estrelas, de três grupos massivos. Em seguida, os cientistas obtiveram imagens, através de vários filtros, com o telescópio espacial Hubble, que revelaram uma surpreendente diversidade na aparência das galáxias, onde algumas já haviam formado grandes discos com braços espirais.

Um dos telescópios utilizados foi o extremamente sensível ALMA (Atacama Large Millimeter Array), capaz de detectar diretamente as ondas de rádio emitidas pelo gás molecular encontrado nas galáxias do Universo jovem. As observações do ALMA permitiram a determinação da quantidade de gás molecular em cada galáxia e forneceram a melhor medição, até agora, da quantidade de combustível disponível para formar estrelas.

As propriedades das galáxias nestes aglomerados foram comparadas com as propriedades das "galáxias de campo" (galáxias situadas em ambientes mais típicos com menos vizinhos próximos). Para sua surpresa, descobriram que as galáxias nos aglomerados tinham quantidades maiores de gás molecular em relação à quantidade de estrelas nas galáxias de campo. A descoberta intrigou a equipe porque é há muito sabido que quando uma galáxia cai para um aglomerado, as interações com outros membros galácticos e com o gás quente aceleram o desligamento da formação estelar em relação a uma galáxia de campo parecida (o processo é conhecido como extinção ambiental).

Se as galáxias dos enxames tiverem mais combustível disponível, seria de esperar que formassem mais estrelas do que as galáxias de campo e, no entanto, isto não acontece.

Existem várias explicações: é possível que este ambiente quente e hostil dos aglomerados, onde existem muitas galáxias vizinhas, perturbe o gás molecular a tal ponto que apenas uma pequena fração deste gás forme efetivamente estrelas. Alternativamente, é possível que um processo ambiental, como o aumento da atividade de fusão nas galáxias do aglomerado, resulte nas diferenças observadas entre as populações do aglomerado e das galáxias de campo.

A equipe do SpARCS desenvolveu novas técnicas, usando observações infravermelhas do telescópio espacial Spitzer da NASA, para identificar centenas de aglomerados galácticos anteriormente desconhecidos no Universo jovem. No futuro, planejam estudar uma amostra maior de aglomerados. A equipe recebeu recentemente tempo adicional no ALMA, no observatório W. M. Keck e no telescópio espacial Hubble para continuar a investigar como a vizinhança na qual uma galáxia vive determina por quanto tempo pode continuar formando estrelas.

Os resultados foram publicados recentemente na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of California (Riverside)

Descoberto o maior superaglomerado do Universo

Uma equipe de astrônomos do Inter University Centre for Astronomy & Astrophysics (IUCAA) e Indian Institute of Science Education and Research (IISER), ambos em Pune, Índia, e pesquisadores de duas outras universidades indianas, uma das maiores estruturas do Universo, denominada Sarasvati, um superaglomerado de galáxias localizado na direção da constelação de Peixes, a cerca de 4 bilhões de anos-luz da Terra.

© IUCAA (superaglomerado de galáxias Sarasvati)

A imagem acima mostra dois mais massivos aglomerados de galáxias no superaglomerado Sarasvati: o Abell 2631 (esquerda) e o ZwCl 2341.1+ 0000 (à direita). O Abell 2631 reside no núcleo do superaglomerado Sarasvati. O superaglomerado Sarasvati tem um total de 43 aglomerados de galáxias.

Os cientistas descobriram o superaglomerado Sarasvati usando imagens do projeto astronômico Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Ele  é uma das maiores estruturas conhecidas no Universo próximo, e é observado como era quando o Universo tinha cerca de 10 bilhões de anos de idade.

As estruturas de grande escala no Universo são reunidas hierarquicamente, em galáxias, juntamente com gás associado e matéria escura, sendo agrupadas em aglomerados, que são organizados com outros grupos, filamentos e grandes regiões vazias preenchendo a rede cósmica que abrange o Universo observável.

Os superaglomerados são as maiores estruturas cósmicas, constituídos por uma cadeia de galáxias, ligadas pela gravidade, muitas vezes se estendendo a várias centenas de vezes o tamanho de aglomerados de galáxias, constituídos por dezenas de milhares de galáxias. O superaglomerado Saraswati recém-descoberto, por exemplo, se estende por uma escala de 600 milhões de anos-luz e pode conter o equivalente em massa de mais de 20 quatrilhões de sóis.

A descoberta destas estruturas extremamente grandes obriga os astrônomos a repensar as teorias populares de como o Universo obteve sua forma atual, a partir de uma distribuição de energia mais ou menos uniforme após o Big Bang. Para entender sua formação e evolução, é preciso identificar estes superaglomerados e estudar de perto o efeito de seu ambiente nas galáxias.

Sarasvati é uma palavra que tem raízes indo-europeias, é um nome encontrado em textos indianos antigos para se referir ao rio principal em torno do qual viviam os povos da antiga civilização indiana. É também o nome da deusa celestial que é a guardiã dos rios celestiais. Na Índia moderna, Sarasvati é adorada como a deusa do conhecimento, da música, da arte, da sabedoria e da natureza, ou seja, a musa de toda a criatividade.

A Via Láctea faz parte de um superaglomerado chamado Laniakea, anunciado em 2014 por Brent Tully na Universidade do Havaí e colaboradores.

Esta nova descoberta foi publicada na última edição da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: IUCAA

Uma poderosa supernova próxima da galáxia Circinus

Esta imagem composta mostra as regiões centrais da Circus Circinus, localizada a cerca de 12 milhões de anos-luz de distância.

© Chandra/Hubble (galáxia Circinus e supernova SN 1996cr)

Os dados do observatório de raios X Chandra da NASA são mostrados em azul e os dados do telescópio espacial Hubble são mostrados em amarelo ("I-band"), vermelho (emissão de hidrogênio), ciano ("V-band") e azul claro (emissão de oxigênio). A fonte brilhante e azul, perto do canto inferior direito da imagem, está a supernova SN 1996cr, que foi identificada ao longo de uma década depois que explodiu.

As imagens ópticas dos arquivos do telescópio anglo-australiano na Austrália mostram que a supernova SN 1996cr explodiu entre 28 de fevereiro de 1995 e 15 de março de 1996. Entre as cinco supernovas mais próximas dos últimos 25 anos, a SN 1996cr é a única que não foi vista pouco depois da explosão. Talvez não tenha sido notado pelos astrônomos na época, porque só era visível no hemisfério sul, que não é tão amplamente monitorado quanto o norte.

A supernova foi primeiramente destacada em 2001 como um objeto brilhante e variável em uma imagem do Chandra. Apesar de algumas propriedades excepcionais, sua natureza permaneceu obscura até anos mais tarde, quando os cientistas puderam confirmar que este objeto era uma supernova. Indícios de dados do Very Large Telescope (VLT) do European Southern Observatory (ESO)levaram a equipe a pesquisar arquivos de dados de 18 telescópios diferentes, tanto no espaço como em terra. Este é um exemplo notável da nova era da "astronomia da internet".

A galáxia Circinus é um alvo popular para astrônomos porque contém um buraco negro supermassivo que está crescendo ativamente, e mostra uma forte formação estelar. Também está próximo, a apenas cerca de 4 vezes a distância da galáxia de Andrômeda (M31). Portanto, os arquivos públicos de telescópios contêm dados abundantes desta galáxia.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Visão dupla

A NGC 7098 situa-se a cerca de 95 milhões de anos-luz de distância, na constelação do Oitante.

© ESO/VLT (NGC 7098)

A NGC 7098 é uma galáxia espiral intrigante com vários grupos de estruturas duplas. O primeiro destes grupos é o duo de estruturas em forma de anel que se enrolam à volta do coração nebuloso da galáxia, os braços espirais da NGC 7098. Esta região central abriga uma segunda estrutura dupla: uma barra dupla.

A NGC 7098 também desenvolveu estruturas chamadas ansas, visíveis sob a forma de traços pequenos e brilhantes situados em cada ponta da região central. As ansas são áreas visíveis de grande densidade e que normalmente tomam formas lineares, circulares ou em nó, podendo ser encontradas nas extremidades dos sistemas de anéis planetários, em nuvens difusas e, como é o caso da galáxia NGC 7098, em partes de galáxias que estão repletas de estrelas.

Esta imagem foi criada a partir de dados obtidos pelo instrumento FORS (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph), instalado no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Observatório do Paranal. Também está visível na imagem um conjunto de galáxias distantes, sendo a mais proeminente uma pequena galáxia espiral vista de perfil do lado esquerdo da NGC 7098, chamada ESO 048-G007.

Fonte: ESO

A interação de duas galáxias espirais

Esta imagem do telescópio espacial Hubble exibe um lindo par de galáxias espirais se interagindo com braços girando.

© Hubble (NGC 6786 e LEDA 62867)

A menor das duas, chamada LEDA 62867 e posicionadao à esquerda da imagem, parece estar segura por enquanto, mas provavelmente será engolida pela galáxia espiral maior, a NGC 6786 (à direita). Já existe algum distúrbio visível em ambas as componentes.

O par é o número 538 no Catálogo de Pares de Galáxias de Karachentsev. Uma supernova foi vista explodindo na grande espiral em 2004. A NGC 6786 está localizado na constelação de Draco, o Dragão, a cerca de 350 milhões de anos-luz de distância da Terra.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Um atlas cósmico

Este belo amontoado de gás incandescente, poeira escura e estrelas brilhantes é a galáxia espiral NGC 4248, localizada a cerca de 24 milhões de anos-luz de distância na constelação de Canes Venatici.

© Hubble (NGC 4248)

Esta imagem foi produzida pelo telescópio espacial Hubble através da Wide Field Camera 3 quando efetuou a compilação do primeiro "atlas" ultravioleta do Hubble, para o qual o telescópio visava 50 galáxias que formavam estrelas. Uma amostra abrangendo todos os tipos de diferentes morfologias, massas e estruturas. Estudar esta amostra pode nos ajudar a juntar o histórico de formação de estrelas do Universo.

Ao explorar como as estrelas massivas se formam e evoluem dentro destas galáxias, os astrônomos podem aprender mais sobre como, quando e onde ocorre a formação de estrelas, como os aglomerados de estrelas mudam ao longo do tempo e como o processo de formação de novas estrelas está relacionado às propriedades das galáxias e o meio interestelar circundante.

Fonte: ESA

A Nebulosa Gabriela Mistral

O NGC 3324 é um aglomerado aberto na constelação Carina, localizada a noroeste da Nebulosa de Carina (NGC 3372) a uma distância de 7.560 anos-luz da Terra.

© iTelescope – Portugal/Ruben Barbosa (Nebulosa Gabriela Mistral)

O NGC 3324, foi catalogado por James Dunlop em 1826, e está intimamente associado à nebulosa de emissão IC 2599, também conhecida como Gum 31. Os dois são muitas vezes confundidos como um único objeto, e juntos são conhecidos por Nebulosa Gabriela Mistral devido à sua semelhança com a poetisa chilena Gabriela Mistral, pseudónimo escolhido de Lucila de María del Perpetuo Socorro Godoy Alcayaga, agraciada com o Nobel de Literatura de 1945.

O gás e a poeira existentes nesta região originaram uma explosão de nascimento de estrelas extremamente massivas e quentes, e a radiação ultravioleta emitida por estas estrelas provoca o brilho no gás que observamos atualmente. As manchas escuras na imagem são regiões onde a poeira bloqueia a luz do gás brilhante de fundo.

Mais à direita, podemos observar NGC 3293, um aglomerado aberto composto por mais de 100 estrelas (mais brilhantes que a 14ª magnitude), sendo que as mais brilhantes são supergigantes azuis (magnitude aparente 6,5 e 6,7) e uma supergigante vermelhe pulsante V361 Carinae (magnitude 7).

Veja mais detalhes em: Um bolsão de formação estelar.

Fonte: AstroPT

A ocultação de uma estrela por objeto transnetuniano

Um objeto do Sistema Solar primitivo, a mais de 6,5 bilhões de quilômetros de distância, passou em frente de uma estrela distante a partir do ponto de vista da Terra.

© NASA/JHUAPL/SwRI (ilustração do objeto 2014 MU69 e a sonda New Horizons)

Por volta das 00:50 (hora local) de dia 17 de julho, vários telescópios montados pela equipe da New Horizons, numa zona remota da Argentina para avistar a ocultação.

Em questão de segundos, a equipe da New Horizons da NASA captou novos dados sobre o seu objeto evasivo, um antigo objeto do Cinturão de Kuiper conhecido como 2014 MU69. Foi detectado o próximo destino da nave espacial, no que foi apelidado da mais ambiciosa e desafiante campanha de observação terrestre de uma ocultação.

Até agora foram confirmadas cinco ocultações. Numa região remota de Chubut e Santa Cruz, na Argentina, foram instalados cerca de 24 telescópios móveis para avistar a sombra do misterioso objeto do Cinturão de Kuiper, por onde a New Horizons vai passar no dia de Ano Novo de 2019, com ojetivo de melhor compreender o seu tamanho, forma, órbita e ambiente. Antes destas observações, só o telescópio espacial Hubble tinha conseguido detectar com sucesso 2014 MU69, e até mesmo ele não tinha sido capaz de determinar o tamanho ou a forma do objeto.

© NASA/JHUAPL/SwRI (ocultação de estrela pelo 2014 MU69)

Na animação acima as imagens estão separadas por 200 milissegundos.

Esta foi a última de três ambiciosas observações para a New Horizons e todas contribuíram para o sucesso da campanha. No dia 3 de junho, equipes na Argentina e na África do Sul tentaram observar 2014 MU69. No dia 10 de julho, os pesquisadores usaram o SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) da NASA para estudar o ambiente em torno de 2014 MU69, enquanto este voava por cima do Oceano Pacífico a partir de Christchurch, Nova Zelândia.

Quando a New Horizons por lá passar, 2014 MU69 se tornará no objeto mais distante já explorado por uma sonda espacial, mais de 1,6 bilhões de quilômetros mais distante que Plutão do Sol. Este antigo objeto do Cinturão de Kuiper não é bem entendido, porque é muito tênue (tem provavelmente de 22 a 40 quilômetros de tamanho) e está muito longe. Para estudar este distante objeto a partir da Terra, a equipe da New Horizons usou o telescópio espacial Hubble e dados do satélite Gaia para calcular onde 2014 MU69 lançaria uma sombra à superfície da Terra. Ambos os satélites foram cruciais para a campanha de ocultação.

Ainda levará algumas semanas para os cientistas analisarem os muitos conjuntos de dados da campanha. Esta observação avançada é um passo crítico no planejamento de voo antes da nave New Horizons alcançar 2014 MU69, um tesouro científico do Cinturão de Kuiper.

Fonte: NASA

A nebulosa de emissão em Cepheus

A impressionante nebulosa de emissão IC 1396 mistura gás quente cósmico e nuvens de poeira escuras na distante constelação de Cepheus.

© César Blanco González (IC 1396)

Energizada pela brilhante estrela central vista aqui, esta região formadora de estrelas se espalha por centenas de anos-luz cobrindo mais de três graus no céu, e está localizada cerca de 3.000 anos-luz do planeta Terra.

Entre as formas escuras intrigantes dentro da IC 1396, está a sinuosa Nebulosa Tromba do Elefante que fica logo abaixo do centro da imagem. As estrelas ainda podem estar se formando em seu interior devido ao colapso gravitacional, mas à medida que as nuvens mais densas são erodidas pelos poderosos ventos e radiações estelares, pois haverá redução do reservatório para gerar novas estrelas.

Esta magnífica vista colorida é uma composição de imagens obtidas de filtros de banda estreita, que mapeiam a emissão do oxigênio, hidrogênio e enxofre da nebulosa em tons azuis, verdes e vermelhos.

Fonte: NASA

Novas evidências em suporte da hipótese do Planeta Nove

No ano passado foi anunciada a existência de um planeta desconhecido no nosso Sistema Solar. No entanto, esta hipótese foi posteriormente posta em causa devido à detecção controversa nos dados observacionais.

© ESO (ilustração do Planeta Nove)

Agora, astrônomos espanhóis usaram uma técnica inovadora para analisar as órbitas dos chamados objetos transnetunianos (TNOs) e, mais uma vez, salientam que há algo a perturbá-los: um planeta localizado de 300 a 400 vezes a distância Terra-Sol.

Os cientistas continuam debatendo sobre a existência de um nono planeta no nosso Sistema Solar. No início de 2016, pesquisadores do Caltech (EUA) anunciaram que tinham evidências da existência deste objeto, localizado a uma distância média de 700 UA (700 vezes a distância entre a Terra e o Sol) e com uma massa dez vezes a da Terra. Os seus cálculos foram motivados pela distribuição peculiar das órbitas descobertas para TNOs do Cinturão de Kuiper, que aparentemente revelavam a presença de um Planeta Nove nos confins do Sistema Solar.

No entanto, cientistas do projeto canadiano-francês-havaiano OSSOS (Outer Solar System Origins Survey) detectaram falhas nas suas próprias observações das órbitas destes TNOs, que foram sistematicamente direcionadas para as mesmas regiões do céu, e consideraram que outros grupos, incluindo o grupo de Caltech, podiam estar com os mesmos problemas. De acordo com estes cientistas, não é necessário propor a existência de um perturbador gigante para explicar estas observações, pois são compatíveis com uma distribuição aleatória de órbitas.

No entanto, agora dois astrônomos da Universidade Complutense de Madrid aplicaram uma nova técnica, menos exposta a erro observacional, para estudar um tipo especial de objetos transnetunianos: os mais extremos (ETNOs), localizados a distâncias médias superiores a 150 UA e que nunca cruzam a órbita de Netuno. Pela primeira vez foram analisadas as distâncias dos seus nodos ao Sol e os resultados indicam mais uma vez que existe um planeta localizado além de Plutão.

Os nodos são os dois pontos em que a órbita de um ETNO, ou qualquer outro corpo celeste, cruza o plano do Sistema Solar (eclíptica). Estes são precisamente os pontos onde a probabilidade de interagir com outros objetos é maior e nestes pontos os ETNOs podem sofrer uma mudança drástica nas suas órbitas ou mesmo uma colisão.

"Se não há nada para os perturbar, os nodos destes objetos transnetunianos extremos devem estar uniformemente distribuídos, pois não há para evitar, mas se existirem um ou dois perturbadores, duas situações podem surgir," explica Carlos de la Fuente Marcos. "Uma possibilidade é que os ETNOs são estáveis e, neste caso, tendem a ter os seus nodos longe do caminho de possíveis perturbadores,  mas se são instáveis, eles se comportarão como os cometas que interagem com Júpiter, isto é, tendem a ter um dos nodos perto da órbita do perturbador hipotético."

Usando cálculos e prospeção de dados, os astrônomos espanhóis descobriram que os nodos dos 28 ETNOs analisados (e os 24 Centauros extremos com distâncias médias ao Sol superiores a 150 UA) estão agrupados em diversas distâncias ao Sol; além disso, encontraram uma correlação, onde não deveria existir nenhuma, entre as posições dos nodos e a inclinação, um dos parâmetros que define a orientação das órbitas destes objetos gelados no espaço.

"Assumindo que os ETNOs são dinamicamente semelhantes aos cometas que interagem com Júpiter, interpretamos estes resultados como sinais da presença de um planeta que interage ativamente com eles numa gama de distâncias entre 300 e 400 UA," afirma de la Fuente Marcos.

Até agora, os estudos que desafiaram a existência do Planeta Nove, usando os dados disponíveis para estes objetos transnetunianos, argumentaram a existência de erros sistemáticos ligados às orientações das órbitas (definidas por três ângulos), devido à forma como as observações tinham sido feitas. No entanto, as distâncias nodais dependem principalmente do tamanho e forma da órbita, parâmetros relativamente livres de falha observacional.

É a primeira vez que os nodos foram utilizados para tentar entender a dinâmica dos ETNOs, já que a descoberta de mais ETNOs (de momento só se conhecem 28) permitiria a confirmação do cenário proposto e, subsequentemente, restringiria a órbita do planeta desconhecido através da análise da distribuição dos nodos.

Este estudo suporta a existência de um objeto planetário dentro da variabilidade de parâmetros considerados tanto para a hipótese do Planeta Nove de Mike Brown e Konstantin Batygin do Caltech, como na original proposta em 2014 por Scott Sheppard do Instituto Carnegie e Chadwick Trujillo da Universidade do Norte do Arizona; além de seguir as linhas dos seus próprios estudos anteriores (o mais recente liderado pelo Instituto de Astrofísica das Canárias), que sugeriram a existência de mais do que um planeta desconhecido no nosso Sistema Solar.

Existe também um Planeta Dez? O hipotético Planeta Nove sugerido neste estudo nada tem a ver com outro possível planeta ou planetoide situado muito mais perto de nós e insinuado por outros achados recentes. Aplicando também prospeção de dados às órbitas dos TNOs do Cinturão de Kuiper, os astrônomos Kathryn Volk e Renu Malhotra da Universidade do Arizona (EUA) descobriram que o plano no qual estes objetos orbitam o Sol está ligeiramente deformado, fato que poderá ser explicado caso exista um perturbador do tamanho de Marte a 60 UA do Sol.

Dada a definição atual de planeta, este outro misterioso objeto pode não ser um planeta verdadeiro, mesmo que tenha um tamanho semelhante ao da Terra, pois pode estar rodeado por asteroides enormes ou planetas anões.

"De qualquer forma, estamos convencidos de que o trabalho de Volk e Malhotra encontrou evidências sólidas da presença de um corpo enorme para além do chamado Penhasco de Kuiper, o ponto mais distante do cinturão transnetuniano, a cerca de 50 UA do Sol, e esperamos poder apresentar em breve um novo trabalho que também apoia a sua existência," conclui de la Fuente Marcos.

Os resultados foram publicados na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Information and Scientific News Service

Sinais de rádio estranhos detectados em uma estrela próxima

Os astrônomos têm ouvido ondas de rádio do espaço há décadas. Além de ser um meio comprovado de estudar estrelas, galáxias, quasares e outros objetos celestiais, a radioastronomia é uma das principais maneiras pelas quais os cientistas procuraram sinais de inteligência extraterrestre (ETI). E enquanto nada definitivo foi encontrado até à data, houve uma série de incidentes que levantaram esperanças de encontrar um "sinal alienígena".

© ESO/M. Kornmesser/N. Risinger (ilustração do sistema Ross 128)

No caso mais recente, cientistas do Observatório Arecido anunciaram recentemente a detecção de um sinal de rádio estranho proveniente de Ross 128, um sistema de estrelas anãs vermelhas localizado apenas a 11 anos-luz da Terra. Como sempre, isso provocou a especulação de que o sinal poderia ser evidência de uma civilização extraterrestre, enquanto a comunidade científica pediu ao público que não espere.

A descoberta foi parte de uma campanha realizada por Abel Méndez, diretor do Laboratório de Habitabilidade Planetária (PHL) em Peurto Rico e Jorge Zuluaga da Faculdade de Ciências Exatas e Naturais da Universidade de Antioquia, na Colômbia. Inspirado pelas recentes descobertas em torno de Proxima Centauri e TRAPPIST-1, a campanha GJ 436 baseou-se em dados do Observatório de Arecibo para procurar sinais de exoplanetas em torno de estrelas anãs vermelhas próximas.

No decorrer de analisar dados de sistemas de estrelas como Gliese 436, Ross 128, Wolf 359, HD 95735, BD +202465, V* RY Sex e K2-18, que foram reunidos entre abril e maio de 2017, foi notado algo bastante interessante. Basicamente, os dados indicaram que um sinal de rádio inexplicado estava vindo de Ross 128.

"Duas semanas após estas observações, percebemos que havia alguns sinais muito peculiares no espectro dinâmico de 10 minutos que obtivemos de Ross 128 (GJ 447), observado 13 de maio às 00:53:55 UTC. Os sinais consistiam em pulsos quase não periódicos de banda larga sem polarização com características de dispersão muito fortes. Acreditamos que os sinais não são interferências locais de radiofrequência (RFI), uma vez que são únicos para Ross 128 e as observações de outras estrelas imediatamente antes e depois não mostraram nada semelhante," descreveu Méndez.

Depois de ter percebido este sinal, cientistas do Observatório de Arecibo e astrônomos do Search for Extra-Terrestrial Intelligence (SETI) se uniram para realizar um estudo de acompanhamento da estrela. Isso foi efetuado no dia 16 de julho deste ano, utilizando a série Allen Telescope Array do SETI e o Green Bank Telescope do National Radio Astronomy Observatory (NRAO).

Eles também realizaram observações da estrela de Barnard naquele mesmo dia para ver se eles podiam notar comportamentos semelhantes provenientes deste sistema estelar. Isto foi feito em colaboração com o projeto Red Dots, uma campanha do European Southern Observatory (ESO), que também está comprometida em encontrar exoplanetas em torno de estrelas anãs vermelhas. Este programa é o sucessor da campanha Pale Red Dot também do ESO, que foi responsável por descobrir Proxima b no verão passado.

Foi observado com sucesso ontem, com a ajuda do SETI Berkeley e o Green Bank Telescope, um segundo sinal proveniente de Ross 128. Os dados destes observatórios estão sendo coletados e processados, e os resultados devem ser anunciados até o final da semana.

Enquanto isso, os cientistas apresentaram várias explicações possíveis sobre o que poderia estar causando o sinal. Existem três grandes possibilidades que os cientitas estão considerando: (1) emissões de Ross 128 semelhantes a erupções solares de Tipo II, (2) emissões de outro objeto no campo de visão de Ross 128, ou apenas (3) explosão de um satélite em órbita, que são rápidos para sair do campo de visão. Os sinais são provavelmente muito fracos para outros radiotelescópios do mundo e o FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope) está atualmente em calibração.

Infelizmente, cada uma destas possibilidades tem suas próprias desvantagens. No caso de um erupção solar de Tipo II, estas são conhecidas por frequências muito mais baixas, e a dispersão deste sinal parece ser incompatível com este tipo de atividade. No caso de possivelmente vir de outro objeto, nenhum objeto (planetas ou satélites) foi detectado dentro do campo de visão de Ross 128 até o momento, tornando isso improvável também.

Por isso, este sinal continua sendo um mistério, e outras observações são necessárias para esclarecer a natureza das emissões de rádio.

Fonte: Planetary Habitability Laboratory

Descoberta uma das mais brilhantes galáxias conhecidas

Graças a uma imagem ampliada produzida por uma lente gravitacional uma equipe de cientistas descobriu uma das galáxias mais brilhantes conhecidas da época em que o Universo tinha 20% da sua idade atual.

© Hubble (múltiplas imagens da galáxia descoberta, assinaladas pelas setas brancas)

De acordo com a teoria da Relatividade Geral de Einstein, quando um raio de luz passa perto de um objeto muito massivo, a gravidade do objeto atrai os fótons e desvia-os do seu percurso inicial. Este fenômeno, conhecido como lente gravitacional, é comparável ao produzido por lentes sobre raios de luz e atua como uma espécie de lupa, alterando o tamanho e intensidade da imagem aparente do objeto original.

Usando este efeito, a equipe de cientistas do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) liderada pelo pesquisador Anastasio Díaz-Sánches da Universidade Politécnica de Cartagena (UPT), descobriu uma galáxia muito distante, a cerca de 10 bilhões de anos-luz de distância, aproximadamente mil vezes mais brilhante do que a Via Láctea. É a mais brilhante das galáxias submilimétricas, assim chamadas devido à sua emissão muito forte no infravermelho distante. Para a medir, usaram o Gran Telescopio Canarias (GTC) do Observatório Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma).

Devido à lente gravitacional produzida por um aglomerado de galáxias entre nós e a fonte, a galáxia aparenta ser 11 vezes maior e mais brilhante do que realmente é, e aparece em várias imagens num arco centrado na parte mais densa do aglomerado, conhecido como "Anel de Einstein". A vantagem deste tipo de ampliação é que não distorce as propriedades espectrais da luz, que podem ser estudadas para estes objetos muito distantes como se estivessem muito mais próximos.

Para encontrar esta galáxia foi realizada uma busca por todo o céu, combinando as bases de dados dos satélites WISE (NASA) e Planck (ESA) a fim de identificar as mais brilhantes galáxias submilimétricas.

A galáxia destaca-se por ter uma alta taxa de formação estelar. Está formando estrelas a um ritmo de 1.000 massas solares por ano, em comparação com a Via Láctea, que forma estrelas a um ritmo de aproximadamente duas massas solares por ano.

O fato de a galáxia ser tão brilhante, da sua luz estar ampliada gravitacionalmente e de existirem imagens múltiplas, permite examinar as suas propriedades internas, o que de outro modo não seria possível com galáxias tão distantes.

A descoberta foi publicada recentemente na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Buracos negros centrais em galáxias tardias

A imagem abaixo mostra 51 galáxias próximas de tipo tardio encontradas hospedando núcleos perto de seus centros em raios X.

© Rui She (galáxias próximas tardias hospedando núcleos em raios X)

As imagens principais são no espectro visível e as inserções mostram imagens das mesmas galáxias em raios X obtidas pelo observatório espacial Chandra. As marcas em cruz identificam o núcleo no infravermelho próximo e óptico de cada galáxia, e as elipses em verde mostram as regiões da origem dos raios X.

Uma pesquisa recente liderada por Rui She (Universidade de Tsinghua, China) apresenta uma busca de buracos negros de baixa massa (<10⁶ massas solares) focalizando os centros de galáxias próximas de baixa massa. Muitos dos 51 núcleos de raios X descobertos representam tais buracos negros escondidos. Os pesquisadores usaram as estatísticas desta amostra para estimar que pelo menos 21% das galáxias de tipo tardio hospedam buracos negros de baixa massa em seus centros.

Com base no arquivo de dados Chandra a partir de março de 2016, foram identificados 314 núcleos galácticos ativos candidatos em 719 galáxias localizadas mais próximas de 50 x 10⁶ pc (parsec equivale a 3,086 x 10¹⁶ m), entre elas galáxias de tipo tardio (tipos Hubble Sc e posterior) que anteriormente foram classificadas a partir de observações ópticas contendo núcleos formadores de estrelas (HII).

Estas galáxias de tipo tardio compreendem uma amostra valiosa para procurar buracos negros centrais de baixa massa (aproximadamente 10⁶ massas solares). Para a amostra como um todo, a dependência geral da fração de núcleos ativos em tipo galáctico e classificação espectral nuclear é consistente com resultados anteriores com base em levantamentos ópticos. Foram detectados 51 núcleos de raios X entre os núcleos 163 HII, e estima-se que, de forma muito conservadora, cerca de 74% deles com luminosidades acima de 10³⁸ erg/s não são contaminados por binários de raios X; a fração aumenta para cerca de 92% para núcleos de raios X com uma luminosidade de 10³⁹ erg/s ou superior. Isso permite estimar uma fração de ocupação do buraco negro depouco mais de 21% nestas galáxias de tipo tardio, muitas das quais sem presença de bojo.

Fonte: The Astrophysical Journal

Descoberto dois planetas flutuando livremente?

Um objeto grande e flutuante  anteriormente identificado como um análogo à Júpiter revela-se como sendo dois objetos. Este sistema é o binário de menor massa que já descoberto.

© Gemini Observatory/Jon Lomberg (sistema binário de baixa massa)

As anãs marrons representam a extremidade inferior do espectro de massa estelar, com massas muito baixas para fundir hidrogênio (tipicamente abaixo de 75 a 80 massas de Júpiter). Observar estes objetos proporciona uma oportunidade única de aprender sobre a evolução estelar e os modelos atmosféricos, mas para entender corretamente estas observações é necessário determinar as massas e as idades dos astros.

As anãs marrons esfriam continuamente à medida que envelhecem, o que cria uma degeneração observacional: anãs de diferentes massas e idades podem ter a mesma luminosidade, dificultando a inferir suas propriedades físicas das observações.

Este problema pode ser resolvido com uma medida independente das massas das anãs. Uma abordagem é encontrar anãs marrons que são membros de associações estelares próximas chamadas "grupos em movimento". As estrelas dentro da associação compartilham a mesma idade aproximada, então a idade de uma anã marrom pode ser estimada com base nas idades de outras estrelas do grupo.

Recentemente, uma equipe de cientistas liderada por William Best, da Universidade do Havaí, acompanhava este objeto: a anã 2MASS J11193254-1137466, possivelmente um membro da associação estelar TW Hydrae. Com a ajuda da poderosa óptica adaptativa no telescópio Keck II no Havaí, a equipe descobriu que este objeto semelhante a Júpiter eram dois objetos de fluxo igual orbitando um ao outro.

Para saber mais sobre este binário incomum, Best e colaboradores começaram usando propriedades observadas como a posição do céu, movimento apropriado e velocidade radial para estimar a probabilidade de que 2MASS J11193254-1137466AB seja membro da associação estelar TW Hydrae. A probabilidade encontrada foi de cerca de 80% de pertencer a este grupo.

Sob este pressuposto, os pesquiadores usaram a distância ao grupo, cerca de 160 anos-luz, para estimar que a separação do binário é de aproximadamente 3,9 UA. A participação assumida na associação estelar TW Hydrae também fornece a idade do binário: cerca de 10 milhões de anos. Isso permitiu estimar as massas e as temperaturas efetivas dos componentes a partir de luminosidades e modelos evolutivos.

A equipe descobriu que cada componente tem cerca de 3,7 massas de Júpiter, colocando-os na região difusa entre planetas e estrelas. Enquanto a União Astronômica Internacional  (IAU) considera que os objetos abaixo da massa mínima para fundir o deutério (cerca de 13 massas de Júpiter) são planetas, outras definições variam, dependendo de fatores como composição, temperatura e formação. Os pesquisadores descrevem o binário como constituído por dois objetos de massa planetária.

Independentemente da sua definição, 2MASS J11193254-1137466AB se qualifica como o binário de menor massa descoberto até à data. As massas individuais dos componentes também os colocam entre as anãs marrons de baixa massa que flutuam livremente. Portanto, este sistema será um ponto de referência crucial para testes de modelos evolutivos e atmosféricos para estrelas de baixa massa no futuro.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: American Astronomical Society

A nuvem molecular gigante W51

As nuvens moleculares gigantes são vastos objetos cósmicos, compostos principalmente por moléculas de hidrogênio e átomos de hélio, onde nascem novas estrelas e planetas. Estas nuvens podem conter mais massa do que um milhão de sóis e se estender em centenas de anos-luz.

© NASA/JPL-Caltech/Chandra (nuvem molecular gigante W51)

A nuvem molecular gigante conhecida como W51 é uma das mais próximas da Terra, localizada a uma distância de aproximadamente 17 mil anos-luz. Devido à sua proximidade relativa, a W51 fornece aos astrônomos uma excelente oportunidade de estudar como as estrelas estão se formando na Via Láctea.

Uma nova imagem composta da W51 mostra este viveiro estelar, onde os raios X do obtidos pelo observatório Chandra são de cor azul. Com cerca de 20 horas de exposição através do Chandra, mais de 600 estrelas jovens foram detectadas como fontes de raios X semelhantes a pontos, e também foi observada uma emissão difusa de raios X a partir do gás interestelar com uma temperatura de um milhão de graus ou mais. A luz infravermelha observada com o telescópio espacial Spitzer da NASA aparece em laranja e amarelo esverdeado e evidenciando o gás frio e estrelas cercadas por discos de material gélido.

A W51 contém vários aglomerados de estrelas jovens. Os dados do Chandra mostram que as fontes de raios X são encontradas em pequenos grupos, com uma concentração de mais de 100 fontes no aglomerado central, chamado G49.5-0.4.

Embora a nuvem molecular gigante W51 preenche todo o campo de visão desta imagem, há grandes áreas em que o Chandra não detecta raios X difusos e de baixa energia a partir do gás interestelar quente. Presumivelmente, regiões densas de material muito frio deslocaram este gás quente ou bloquearam os raios X dele.

Uma das estrelas massivas do W51 é uma fonte brilhante de raios X que é cercada por uma concentração de fontes de raios X muito mais fracas. Isso sugere que as estrelas massivas podem se formar quase isoladamente, com apenas algumas estrelas de massa mais baixas do que o aglomerado completo com centenas de estrelas típicas.

Outro aglomerado jovem e massivo localizado perto do centro do W51 hospeda um sistema estelar que produz uma fração extraordinariamente grande dos raios X de energia mais alta detectada pelo Chandra. As teorias para a emissão de raios X de estrelas massivas únicas não podem explicar este mistério, então provavelmente requer a interação próxima de duas estrelas muito jovens e massivas. Esta radiação intensa deve mudar a química das moléculas que cercam o sistema estelar, apresentando um ambiente hostil para a formação de planetas.

Um artigo descrevendo estes resultados apareceu no The Astrophysical Journal Supplement Series.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Tributos de tempos mais úmidos em Marte

Um vale de um rio seco com numerosos afluentes é visto nesta imagem recente do Planeta Vermelho captada pela sonda Mars Express da ESA.

© ESA/DLR (Libya Montes em Marte)

Esta parte da região conhecida como Libya Montes localiza-se no equador marciano perto da fronteira entre as terras altas do sul e as planícies do norte. Ela foi fotografada no dia 21 de Fevereiro de 2017 pela câmera estereográfica de alta resolução da sonda.

As montanhas da região de Libya Montes, uma das regiões mais antigas de Marte, foram soerguidas durante a formação da bacia de impacto Isidis com seus 1.200 km de largura a cerca de 3,9 bilhões de anos atrás. Esta bacia pode ser vista na porção norte da imagem.

Os aspectos observados cruzando toda a região indicam tanto rios que fluíram pela região como lagos e até mares que estavam ali presentes no início da história de Marte.

O proeminente canal fluvial que corre de sul para norte deve ter sido formado na região a cerca de 3,6 bilhões de anos atrás. Ele aparentemente origina-se de uma cratera de impacto na porção sul, surgindo da parede da cratera e fluindo para o norte, passando pelas montanhas da topografia local.

O vale é repleto de afluentes, apontando de forma geral para o relevo e correndo das regiões mais altas para as regiões mais baixas. A infiltração de água subterrânea também teve uma importante contribuição em moldar a forma do vale. Um canal similar serpenteia na parte inferior da imagem.

A mineralogia da região de Libya Montes é bem diversa, como foi revelado pela sonda. Minerais formados na presença de água e quimicamente alterados comprovam a atividade hidrotermal do passado e podem ser ligados com a formação da bacia de impacto Isidis. Por exemplo, o impacto pode ter mobilizado a água líquida derretendo o gelo de subsuperfície que consequentemente interagiu com as rochas vulcânicas antigas.

© ESA/DLR (topografia de Libya Montes)

Numerosas crateras em diferentes estágios de degradação marcam toda a cena, mostrando que a região possui uma longa história. Talvez, as crateras mais notáveis sejam as duas situadas lado a lado no centro, suas paredes parecem conectadas dando a elas a forma de um oito.

Outra cratera interessante pode ser vista na parte esquerda da imagem, imbricada com uma montanha. Inevitavelmente, seu anel colapsou no assoalho do vale adjacente. Mais para a esquerda podemos encontrar uma pequena cratera que foi impressa dentro de uma cratera maior e mais larga.

A rica diversidade de características geológicas da região mostra o quão dinâmico o planeta Marte era no passado e como ele mudou de um mundo com clima mais quente e úmido, que tinha água correndo livremente em sua superfície para um mundo árido e congelado como vemos hoje.

Fonte: ESA

Estrelas escondidas podem fazer com que exoplanetas pareçam menores

Na busca por planetas parecidos com o nosso, um importante ponto de comparação é a densidade do planeta.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de um exoplaneta orbitando duas estrelas)

Uma densidade baixa diz-nos que o planeta é provavelmente gasoso como Júpiter, e uma densidade alta está associada com planetas rochosos como a Terra. Mas um novo estudo sugere que alguns são menos densos do que se pensava anteriormente devido a uma segunda estrela escondida nos seus sistemas.

À medida que os telescópios olham fixamente para zonas particulares do céu, nem sempre conseguem diferenciar entre uma estrela e duas. Um sistema composto por duas estrelas em órbita íntima pode aparecer em imagens como um único ponto de luz, mesmo através de observatórios sofisticados como o telescópio espacial Kepler da NASA. Isto pode ter consequências importantes na determinação dos tamanhos dos planetas que orbitam apenas uma destas estrelas.

Sabe-se que alguns dos exoplanetas mais bem estudados orbitam estrelas individuais. Conhecemos o Kepler-186f, um exoplaneta do tamanho da Terra na zona habitável, que orbita uma estrela sem companheira. O TRAPPIST-1, a anã ultrafria que abriga sete planetas do tamanho da Terra, também não tem uma companheira. Isso significa que não existe uma segunda estrela para complicar as estimativas dos diâmetros dos planetas e, por conseguinte, as suas densidades.

Mas imagens recentes de alta resolução revelaram que outras estrelas têm uma companheira nas proximidades. O NExScI (NASA Exoplanet Science Institute) em combinação com outras investigações, confirmou que muitas das estrelas onde o Kepler encontrou planetas são estrelas duplas. Em alguns casos, os diâmetros dos planetas em órbita destas estrelas foram calculados sem levar em consideração a estrela companheira. Isto significa que as estimativas dos seus tamanhos devem ser menores, e as suas densidades mais elevadas, do que os valores verdadeiros.

Os estudos anteriores determinaram que aproximadamente metade de todas as estrelas semelhantes ao Sol, na nossa vizinhança estelar, têm uma companheira até 10.000 UA (uma UA, ou unidade astronômica, é equivalente à distância média entre o Sol e a Terra, cerca de 150 milhões de quilômetros). Com base nisto, cerca de 15% das estrelas no campo de visão do Kepler têm uma companheira brilhante e próxima, o que significa que os planetas ao redor destas estrelas podem ser menos densos do que se pensava anteriormente.

Quando um telescópio detecta um planeta passando em frente da sua estrela, um evento chamado trânsito, é possível medir a diminuição aparente no brilho estelar. A quantidade de luz bloqueada durante um trânsito depende do tamanho do planeta; quanto maior é, mais luz bloqueia e maior a queda de luz observada. Os cientistas usam esta informação para determinar o raio do planeta.

Caso existam duas estrelas no sistema, o telescópio mede a luz combinada de ambas as estrelas. Mas um planeta em órbita de apenas uma destas estrelas só provoca a diminuição de brilho numa delas. Portanto, se não soubermos da existência de uma segunda estrela, estamos subestimando o tamanho do planeta.

Por exemplo, caso um telescópio observe uma estrela que diminui 5% de brilho, os cientistas podem determinar o tamanho do planeta em trânsito relativamente a esta estrela. Mas se uma segunda estrela acrescenta luz, o planeta deverá ser maior para provocar a mesma quantidade de escurecimento.

Se o planeta orbita a estrela mais brilhante do binário, a maioria da luz no sistema vem desta estrela de qualquer maneira, de modo que a segunda estrela não terá um efeito tão grande no tamanho calculado do planeta. Mas se o planeta orbita a estrela mais tênue, a maior estrela primária contribui com mais luz para o sistema e a correção do raio calculado do planeta pode ser grande. Isto afetará a forma como se calcula a distância orbital do planeta, o que pode fazer com que este se situe, ou não, na zona habitável.

Se as estrelas têm aproximadamente o mesmo brilho, o "novo" raio do planeta é aproximadamente 40% maior caso se assumisse que a luz era proveniente de uma única estrela. Dado que a densidade é calculada usando, em parte, o raio ao cubo, isto significaria uma diminuição de densidade por um fator de quase 3. O impacto desta correção é mais importante para planetas pequenos porque significa que um planeta anteriormente considerado rochoso pode ser, na verdade, gasoso.

No novo estudo, os pesquisadores focaram-se em 50 planetas do campo de visão do observatório Kepler cujas massas e raios foram previamente estimados. Estes planetas orbitam todas estrelas com companheiras até cerca 1.700 UA. Para 43 destes 50 exoplanetas, as estimativas anteriores dos seus tamanhos não tiveram em conta a contribuição da luz de uma segunda estrela. Isto significa que é necessária uma revisão dos tamanhos relatados.

Na maioria dos casos, a alteração dos tamanhos dos planetas será pequena. Dados anteriores mostraram que 24 dos 50 planetas orbitam a maior e mais brilhante estrela do sistema. Além disso, foi determinado que 11 destes planetas seriam demasiado grandes para serem considerados planetas caso orbitassem a companheira mais tênue e pequena. Assim, para 35 dos 50 exoplanetas, os tamanhos publicados não mudarão substancialmente.

Mas para 15 dos planetas, os cientistas não conseguiram determinar se orbitam a estrela mais fraca ou a estrela mais brilhante do par. Para cinco dos 15, as estrelas em questão têm aproximadamente o mesmo brilho, e as suas densidades vão diminuir substancialmente, independentemente da estrela que orbitam.

Este efeito das estrelas companheiras é importante para caracterizar os planetas descobertos pelo Kepler, que encontrou milhares de exoplanetas. Também será importante para a futura missão TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, que procurará planetas pequenos em torno de estrelas próximas, brilhantes, pequenas e frias.

Os tamanhos e as densidades corretas dos planetas são fundamentais para as observações futuras de planetas de alto valor pelo telescópio espacial James Webb da NASA. O conhecimento de quais os planetas pequenos e rochosos vai ajudar na probabilidade de encontrar planetas do tamanho da Terra em outros cantos da Via Láctea.

O estudo será publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A descoberta da menor estrela conhecida

A menor estrela conhecida foi descoberta por uma equipe de astrônomos liderados pela Universidade de Cambridge. Com um tamanho ligeiramente superior ao de Saturno, a atração gravitacional à sua superfície estelar é quase 300 vezes mais forte do que os humanos sentem na Terra.

© A. Boetticher (ilustração da menor estrela conhecida comparada com outros astros)

A estrela é provavelmente tão pequena quanto as estrelas podem ser, pois tem apenas massa suficiente para permitir a fusão de núcleos de hidrogênio em hélio. Se fosse mais pequena, a pressão no centro da estrela já não seria suficiente para permitir a ocorrência deste processo. A fusão do hidrogênio é também o que impulsiona o Sol e os cientistas estão tentando replicar este processo como uma poderosa fonte de energia aqui na Terra.

Estas estrelas muito pequenas e fracas são também as melhores candidatas possíveis à detecção de planetas parecidos com a Terra que podem ter água líquida à superfície, como TRAPPIST-1, uma anã ultrafria rodeada por sete exoplanetas temperados do tamanho da Terra.

A estrela, chamada EBLM J0555-57Ab, está localizada a cerca de 600 anos-luz de distância da Terra. Faz parte de um sistema binário e foi identificada enquanto passava em frente da sua muito maior companheira, um método normalmente usado para detetar planetas, não estrelas.

A estrela EBLM J0555-57Ab foi identificada pelo WASP (Wide Angle Search for Planets), uma experiência de caça exoplanetária gerida pelas Universidades de Keele, Warwick, Leicester e St. Andrews. A EBLM J0555-57Ab foi detectada quando passava em frente, ou transitava, a sua maior estrela companheira, formando um sistema binário eclipsante. A estrela principal tornou-se mais tênue de forma periódica, a assinatura de um objeto em órbita. Graças a esta configuração especial, é possível medir com precisão a massa e o tamanho de quaisquer companheiras em órbita, neste caso uma estrela pequena. A massa da EBLM J0555-57Ab foi determinada graças ao método Doppler (oscilação ou velocidade radial), usando dados do espectrógrafo CORALIE.

Esta estrela recentemente medida tem uma massa comparável à estimativa atual para TRAPPIST-1, mas tem um raio quase 30% menor.

Embora sejam as estrelas mais numerosas do Universo, as estrelas com menos de 20% do tamanho e da massa do Sol são ainda pouco compreendidas, uma vez que são difíceis de serem detectadas devido ao seu pequeno tamanho e baixo brilho. O projeto EBLM (Eclipsing Binaries Low Mass), que identificou a estrela deste estudo, visa eliminar esse lapso no conhecimento.

Os detalhes da descoberta serão publicados na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: University of Cambridge