Reciclando a Cassiopeia A

Estrelas massivas na Via Láctea vivem vidas espetaculares.

© Chandra (Cassiopeia A)

Colapsando a partir de vastas nuvens cósmicas, suas fornalhas nucleares entram em ignição e criam elementos pesados em seus núcleos. Depois de alguns milhões de anos, o material enriquecido é devolvido para o espaço interestelar onde a formação de estrelas pode começar novamente.

A nuvem de detritos em expansão conhecida como Cassiopeia A é um exemplo da fase final do ciclo de vida estelar. A luz da explosão que criou esta espetacular remanescente de supernova foi vista pela primeira vez nos céus da Terra a cerca de 350 anos atrás, embora sua luz leve cerca de 11 mil anos para nos atingir.

A imagem acima em cores falsas feita pelo observatório de raios X Chandra mostra os filamentos ainda quente e os nós da remanescente Cassiopeia A. A emissão de alta energia de elementos específicos recebem os códigos de cores para destacar na imagem, sendo a cor vermelha relacionada a sílica, a cor amarela ao enxofre, a cor verde ao cálcio e a cor roxa ao ferro, isso faz com que os astrônomos possam estudar a reciclagem de material estelar que acontece na galáxia.

A onda de choque ainda em expansão é vista em azul na imagem acima. A imagem detalhada feita em raios X se espalha por cerca de 30 anos-luz na distância estimada da Cassiopeia A. O ponto brilhante perto do centro é uma estrela de nêutrons, o núcleo estelar massivo e incrivelmente denso e colapsado da estrela original.

Fonte: NASA

O aglomerado da Escova de Dentes

A maioria das galáxias reside em aglomerados contendo entre alguns até milhares de objetos.

© van Weeren (aglomerado da Escova de Dentes)

Na imagem acima a intensidade do tom vermelho mostra a emissão rádio, o azul é raios X e a cor no plano de fundo é emissão óptica.

A Via Láctea, por exemplo, pertence a um aglomerado composto por cerca de cinquenta galáxias chamado Grupo Local, cujo outro grande membro é a Galáxia de Andrômeda a cerca de 2,3 milhões de anos-luz. Os aglomerados galácticos são os objetos mais massivos do Universo ligados gravitacionalmente e formam-se através da acumulação de pequenas estruturas, que formam grupos maiores mais tarde na história cósmica. A matéria escura desempenha um papel importante neste processo de crescimento. Exatamente como crescem, no entanto, parece depender de vários processos físicos concorrentes, incluindo o comportamento do gás no interior do aglomerado. Há mais massa neste gás do que em todas as estrelas das galáxias de um aglomerado, e o gás pode ter uma temperatura de 10 milhões Kelvin ou até mais. Como resultado, o gás desempenha um papel importante na evolução de um aglomerado galáctico. O quente gás no interior do aglomerado contém partículas carregadas e velozes que irradiam fortemente no rádio, por vezes revelando longas estruturas filamentares.

O aglomerado de galáxias da "Escova de Dentes", 1RXS J0603.3+4214, hospeda três destas estruturas rádio, bem como um grande halo. A característica rádio mais proeminente estende-se por mais de seis milhões de anos-luz, com três componentes distintos que se assemelham à escova e cabo de uma escova de dentes. O cabo é particularmente enigmático porque além de ser grande e muito reto, está desalinhado do eixo do aglomerado. Pensa-se que o halo seja o resultado de turbulência produzida pela fusão de galáxias, embora tenham sido sugeridas algumas outras possibilidades.

Os astrónomos do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics usaram o VLA (Very Large Array) para observar partículas relativistas no aglomerado com imagens rádio precisas e sensíveis, que depois compararam com outros conjuntos de dados do observatório de raios X Chandra. No rádio, a Escova de Dentes tem uma crista muito estreita, criada por um enorme choque resultante da fusão, e pelo menos trinta e duas fontes compactas anteriormente não detectadas. As morfologias rádio e raios X do halo são muito semelhantes e suportam o cenário de fusão. Os astrônomos foram também capazes de estimar a força do campo magnético e de o combinar com outros resultados, concluindo que o cenário de fusão é o mais adequado.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O Quarteto de Robert

O Quarteto de Robert é um grupo de quatro galáxias muito diferentes, localizadas a uma distância de cerca de 160 milhões de anos-luz, perto do centro da constelação de Phoenix.

© ESO (Quarteto de Robert)

Os seus membros são NGC 87, NGC 88, NGC 89 e NGC 92, descobertos por John Herschel na década de 1830.

O quarteto é um dos mais belos exemplos de grupos compactos de galáxias, que está em processo de fusão.

A NGC 87 (parte superior direita na imagem) é uma galáxia irregular semelhante aos satélites da Via Láctea, as Nuvens de Magalhães. A NGC 88 (no centro da imagem) é uma galáxia espiral com um envelope externo difuso, provavelmente composto de gás. A NGC 89 (no meio inferior da imagem) é outra galáxia espiral com dois grandes braços espirais. O maior membro do sistema, a NGC 92 (à esquerda na imagem), é uma galáxia espiral Sa (com núcleo grande e braços espirais pequenos, bem enrolados, de difícil resolução) com uma aparência incomum. Um dos seus braços, com cerca de 100 mil anos luz, foi distorcido pelas interações e contém uma grande quantidade de poeira.

Sobre o céu, as quatro galáxias estão todas dentro de um círculo de raio de 1,6 arco de minuto, o que corresponde a cerca de 75.000 anos-luz.

Fonte: ESO

O Sistema Solar pode ter sido formado numa bolha em torno de estrela

Apesar das muitas descobertas feitas sobre o Universo, os cientistas ainda não têm certeza sobre a história do nascimento do nosso Sistema Solar.

© V. Dwarkadas/D. Rosenberg (simulação de ventos estelares numa estrela gigante)

A imagem acima mostra uma simulação de como os ventos estelares transportam massa de uma estrela gigante ao longo de milhões de anos, formando bolhas em seu redor, que podem ter servido como as origens do nosso Sistema Solar.

Cientistas da Universidade de Chicago estabeleceram uma teoria abrangente sobre o modo como o nosso Sistema Solar pode ter-se formado em bolhas sopradas por ventos em torno de uma estrela gigante e há muito tempo morta. O estudo aborda um desconcertante mistério cósmico acerca da abundância de dois elementos no nosso Sistema Solar em comparação com o resto da Galáxia.

A teoria geral dominante afirma que o nosso Sistema Solar se formou há bilhões de anos atrás perto de uma supernova. Mas o novo cenário começa, ao invés, com um tipo de estrela gigante chamada estrela Wolf-Rayet, que tem 40 a 50 vezes o tamanho do nosso Sol. São as estrelas mais quentes, produzindo muitos elementos expulsos para fora da superfície num intenso vento estelar. À medida que a estrela Wolf-Rayet perde a sua massa, o vento estelar escava o material em seu redor, formando uma estrutura de bolha com uma concha densa.

A concha de uma bolha deste gênero é um bom local para produzir estrelas, porque a poeira e o gás ficam presos no interior podendo se condensar. Os pesquisadores estimam que 1 a 16% de todas as estrelas parecidas com o Sol podem ser formadas em berçários estelares deste tipo.

Esta configuração difere da hipótese de supernova para dar sentido a dois isótopos que ocorrem em proporções estranhas no Sistema Solar inicial, em comparação com o resto da galáxia. Os meteoritos deixados para trás no Sistema Solar inicial induz que havia muito alumínio (²⁶Al). Além disso, estudos anteriores sugerem cada vez mais que haviam menos quantidades do isótopo de ferro (⁶⁰Fe).

Porém, as supernovas produzem ambos os isótopos. Por que é que um elemento foi inserido no Sistema Solar e o outro não?

Isto levou-os às estrelas Wolf-Rayet, que liberam grandes quantidades de ²⁶Al, mas nenhum ⁶⁰Fe.

A ideia é que o alumínio-26 lançado pela estrela Wolf-Rayet foi transportado para fora em grãos de poeira formados em torno da estrela. Estes grãos têm impulso suficiente para perfurar um lado da concha, onde são em grande parte destruídos, prendendo o alumínio dentro da concha. Eventualmente, parte da concha colapsa para dentro devido à gravidade, formando o nosso Sistema Solar.

No que se refere ao destino da gigante estrela Wolf-Rayet que nos abrigou: a sua vida terminou há muito, provavelmente numa explosão de supernova ou num colapso direto para um buraco negro. Um colapso direto para buraco negro produziria pouco ⁶⁰Fe; para uma supernova, o ⁶⁰Fe produzido na explosão pode não ter penetrado as paredes da bolha, ou foi distribuído de forma não uniforme.

O estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Chicago

Descoberta pode elucidar a natureza da matéria escura

Uma interpretação inovadora de dados de raios X de um aglomerado de galáxias pode ajudar na determinação da natureza da matéria escura.

© Chandra/XMM-Newton/Hitomi (aglomerado de galáxias de Perseu)

A descoberta envolve uma nova explicação para um conjunto de resultados obtidos com o observatório de raios X Chandra da NASA, com o XMM-Newton da ESA e com o Hitomi, um telescópio de raios X japonês. Se confirmada com observações futuras, poderá representar um avanço na compreensão da natureza da substância misteriosa e invisível no Universo.

A história deste trabalho começou em 2014 quando uma equipe de astrônomos liderada por Esra Bulbul, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, encontrou um pico de intensidade numa energia muito específica em observações de gás quente no aglomerado galáctico de Perseu com o Chandra e com o XMM-Newton.

Este pico, ou linha de emissão, encontra-se a uma energia de 3,5 keV (quilo elétons-volt). A intensidade da linha de emissão com esta energia é muito difícil, se não impossível, de explicar em termos de características previamente observadas ou previstas de objetos astronômicos e, portanto, foi sugerida uma origem relacionada com a matéria escura. Os pesquisadores também anunciaram a existência da linha de 3,5 keV num estudo de outros 73 aglomerados de galáxias usando o XMM-Newton.

O enredo desta história da matéria escura ficou mais complexo quando apenas uma semana após a equipe de Bulbul ter submetido o seu trabalho, um grupo diferente, liderado por Alexey Boyarksy da Universidade de Leiden, Holanda, relatou evidências de uma linha de emissão a 3,5 keV nas observações da galáxia M31 e dos arredores do aglomerado de Perseu com o XMM-Newton, confirmando o resultado anterior.

No entanto, estes dois resultados eram controversos, pois outros astrônomos detectaram a mesma linha de 3,5 keV ao observar outros objetos, e outros não a conseguiram detectar.

O debate parecia estar resolvido em 2016 quando o Hitomi, especialmente contruído para observar características detalhadas, como a emissão nos espectros de raios X de fontes cósmicas, não conseguiu detectar a linha de 3,5 keV no aglomerado de Perseu.

O telescópio Hitomi tinha imagens muito mais desfocadas do que o Chandra, de modo que os seus dados do aglomerado de Perseu são na realidade uma mistura de sinais de raios X de duas fontes: um componente difuso de gás quente que envolve a grande galáxia no centro do aglomerado e uma emissão de raios X de perto do buraco negro supermassivo nesta galáxia. A visão mais nítida do Chandra pode separar a contribuição das duas regiões. Então, o sinal de raios X do gás quente foi isolado, removendo fontes pontuais da sua análise, incluindo raios X do material perto do buraco negro supermassivo.

A fim de testar se esta diferença era importante, foram analisados novamente os dados do Chandra próximos do buraco negro no centro do aglomerado de Perseu obtidos em 2009. Foram encontrados algo surpreendente: evidências de um déficit em vez de um excesso de raios X a 3,5 keV. Isto sugere que algo em Perseu está absorvendo raios X nesta energia. Quando os pesquisadores simularam o espectro do Hitomi adicionando esta linha de absorção à linha de emissão do gás quente vista com o Chandra e com o XMM-Newton, não encontraram evidências no espectro somado para a absorção ou para a emissão de raios X a 3,5 keV, consistente com as observações do Hitomi.

O desafio é explicar este comportamento: detectar absorção de raios X quando se observa o buraco negro e emissão de raios X, à mesma energia, quando observando o gás quente a ângulos maiores longe do buraco negro.

Realmente, tal comportamento é bem conhecido no estudo de estrelas e nuvens de gás com telescópios ópticos. A luz de uma estrela rodeada por uma nuvem de gás geralmente mostra linhas de absorção produzidas quando a luz estelar de uma energia específica é absorvida pelos átomos na nuvem de gás. A absorção empurra os átomos de um estado baixo de energia para um estado de alta energia. O átomo rapidamente volta ao estado de baixa energia com a emissão de luz de uma energia específica, mas a luz é reemitida em todas as direções, produzindo uma perda líquida de luz na energia específica, ou seja, uma linha de absorção, no espectro observado da estrela. Em contraste, uma observação de uma nuvem na direção oposta à da estrela apenas detectaria a luz reemitida numa energia específica, que apareceria como uma linha de emissão.

Os pesquisadores sugerem que as partículas de matéria escura podem ser como átomos, tendo dois estados de energia separados por 3,5 keV. Se assim for, pode ser possível detectar uma linha de absorção a 3,5 keV quando observando a ângulos próximos da direção do buraco negro, e a linha de emissão quando observando o gás quente do aglomerado em grandes ângulos, longe do buraco negro.

Para escrever o próximo capítulo desta história, os astrônomos vão precisar de mais observações do aglomerado de Perseu e de outros como ele. Por exemplo, são necessários mais dados para confirmar a realidade do mergulho energético e para excluir a possibilidade de uma combinação de um efeito instrumental inesperado e uma queda estatisticamente improvável em raios X com energia de 3,5 keV. O Chandra, o XMM-Newton e as futuras missões de raios X vão continuar observando aglomerados de galáxias para abordar o mistério da matéria escura.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista Physical Review D.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Filamento cósmico perto do buraco negro da Via Láctea

O centro da Via Láctea é intensamente estudado há já muitos anos, mas ainda reserva surpresas. Uma estrutura semelhante a uma cobra que serpenteia perto do buraco negro supermassivo da nossa Galáxia é a descoberta mais recente que atrai os astrônomos.

© VLA/UCLA/M. Morris (imagem rádio do centro da Via Láctea)

O misterioso filamento é a linha curva localizada perto do centro da imagem e o buraco negro supermassivo (Sgr A*) pode ser visto como a fonte brilhante na parte de baixo da imagem.

Em 2016, Farhad Yusef-Zadeh da Universidade Northwestern divulgou a descoberta de um filamento incomum, perto do centro da Via Láctea, usando o VLA (Karl. G. Jansky Very Large Array). O filamento mede aproximadamente 2,3 anos-luz e curva para apontar para o buraco negro supermassivo, de nome Saggitarius A* (Sgr A*), localizado no Centro Galáctico.

Agora, outra equipe de astrônomos empregou uma técnica pioneira para produzir a imagem de mais alta qualidade já obtida deste objeto curvo.

Os cientistas consideraram três explicações principais para o filamento. A primeira é que é provocado por partículas velozes expulsas pelo buraco negro supermassivo. Um buraco negro giratório, acoplado com gás que espirala para dentro, pode produzir uma torre vertical de campos magnéticos que se aproximam ou até rodeiam o horizonte de eventos, o ponto de em que não há retorno para a matéria em queda. Dentro desta torre, as partículas são aceleradas e produzem emissões de rádio à medida que espiralam em torno das linhas do campo magnético e se afastam do buraco negro.

A segunda possibilidade, mais fantástica, é que o filamento é uma "corda" cósmica, teórica, de objetos ainda não detectados, objetos estes longos e extremamente finos que transportam massa e correntes elétricas. Anteriormente, os teóricos previram que estas cordas cósmicas, se existirem, migrariam para os centros das galáxias. Se a corda se aproximar o suficiente do buraco negro central, pode ser capturada quando parte da corda atravessa o horizonte de eventos.

A opção final é que a posição e a direção do filamento estão alinhadas com o buraco negro meramente por coincidência, e que não existe uma associação real entre os dois objetos. Isto implicaria ser como dezenas de outros filamentos conhecidos encontrados mais longe do centro da Galáxia. No entanto, é bastante improvável que tal coincidência aconteça por acaso.

Cada um dos cenários forneceria uma visão intrigante caso comprovados. Por exemplo, se o filamento for provocado por partículas ejetadas por Sgr A*, isso revelaria informações importantes sobre o campo magnético neste ambiente especial, mostrando que é suave e ordenado em vez de caótico.

A segunda opção, a "corda" cósmica, proporcionaria a primeira evidência de uma ideia altamente especulativa com profundas implicações para a compreensão da gravidade, do espaço-tempo e do próprio Universo.

As evidências para a ideia de que as partículas estão sendo magneticamente expulsas para longe do buraco negro resultariam da observação de que as partículas mais longe de Sgr A* são menos energéticas do que aquelas mais perto. Um teste para a ideia da corda cósmica aproveitaria a previsão teórica de que esta deve mover-se a uma fração alta da velocidade da luz. Observações de acompanhamento com o VLA devem ser capazes de detectar o deslocamento correspondente na posição do filamento.

Mesmo que o filamento não esteja fisicamente ligado a Sgr A*, a sua curvatura permanece incomum. A curva poderia ser provocada por uma onda de choque, semelhante a um "boom" sônico, onde a onda explosiva de uma estrela moribunda colide com os poderosos ventos soprados por estrelas massivas que rodeiam o buraco negro central.

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

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

HAWK-I e Hubble exploram um aglomerado de galáxias

Esta imagem mostra algo de espectacular: um aglomerado de galáxias massivo que está distorcendo o espaço que o rodeia!

© HAWK-I/Hubble (aglomerado de galáxias RCS2 J2327)

O aglomerado, cujo núcleo se encontra no centro da imagem, chama-se RCS2 J2327 e trata-se de um dos aglomerados mais massivos conhecidos a esta distância ou mais distantes.

Objetos massivos como o RCS2 J2327 têm uma influência tão grande sobre o seu meio envolvente que distorcem de forma visível o espaço que os rodeia. Este efeito, chamado lente gravitacional, faz com que a luz emitida por objetos mais distantes se curve, distorça e amplifique, permitindo-nos observar galáxias que, de outro modo, estariam demasiado distantes para serem detectadas. O efeito de lente gravitacional é uma das previsões da teoria da relatividade geral de Albert Einstein e pode ser observado em três regimes diferentes: lentes gravitacionais fortes, lentes gravitacionais fracas e micro lentes gravitacionais. Ao contrário das lentes gravitacionais fortes, que produzem imagens impressionantes de galáxias distorcidas, arcos vastos ou fenômenos conhecidos por anéis de Einstein, as lentes gravitacionais fracas são principalmente estudadas de forma estatística, no entanto fornecem-nos uma maneira de medir as massas de objetos cósmicos, como no caso deste aglomerado.

Esta imagem foi composta a partir de observações obtidas com o instrumento HAWK-I montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO e com a Advanced Camera for Surveys do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA. A imagem mostra um detalhe impressionante, um resultado de colaboração para estudar lentes gravitacionais fracas no cosmos. O estudo descobriu que o RCS2 J2327 tem uma massa equivalente a dois quatrilhões de sóis!

Fonte: ESO & ESA

A grande galáxia espiral NGC 1232

As galáxias são fascinantes não somente pela parte visível delas, mas também pela parte invisível.

© ESO/VLT (NGC 1232)

A grande galáxia espiral NGC 1232, registrada em detalhe nessa imagem feita pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO é um bom exemplo disso. A parte visível é dominada por milhões de estrelas brilhantes, e por linhas escuras de poeira, tudo isso preso a um movimento espiral ao redor do centro.

Os aglomerados abertos contendo estrelas azuis brilhantes podem ser vistos espalhados ao longo dos braços espirais, enquanto que linhas escuras formadas por uma densa poeira interestelar podem ser vistas entre eles. Menos visível, mas detectável, são as bilhões de estrelas e os vastos traços de gás interestelar, que juntos somam uma grande massa que domina a dinâmica da parte interna da galáxia.

Algumas teorias indicam que a maior parte da matéria na galáxia é invisível. Essa matéria é chamada de matéria escura e é postulada, em parte, para explicar os movimentos da matéria visível nas regiões mais externas da galáxia.

Fonte: NASA

A nebulosa festiva do Hubble

O telescópio espacial Hubble captou o que parece um ornamento de férias colorido no espaço.

© Hubble (NGC 6326)

Na verdade, é uma imagem da NGC 6326, uma nebulosa planetária com mechas brilhantes de gás em efusão que são iluminadas por uma estrela central que se aproxima do fim de sua vida.

Quando uma estrela envelhece e a fase gigante vermelha de sua vida chega ao fim, ela começa a expulsar camadas de gás de sua superfície deixando atrás uma anã branca quente e compacta. Às vezes, esta ejeção resulta em padrões elegantemente simétricos de gás incandescente, mas a nebulosa planetária NGC 6326 é muito menos estruturada. Este objeto está localizado na constelação de Ara, o Altar, a cerca de 11 mil anos-luz da Terra.

As nebulosas planetárias são uma das principais maneiras pelas quais os elementos mais pesados ​​do que o hidrogênio e o hélio são dispersos no espaço após sua criação nos núcleos das estrelas. Eventualmente, alguns destes materiais externos podem formar novas estrelas e planetas.

Esta imagem foi criada através da Wide Field Planetary Camera 2 do telescópio espacial Hubble. As matizes vívidas em azul e vermelho são oriundas de material que inclui oxigênio ionizado e hidrogênio brilhante sob a ação da feroz radiação ultravioleta da estrela central ainda quente.

Fonte: ESA

Fenômenos de fusão de estrelas de nêutrons em ondas de rádio

Três meses de observações com o Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) permitiram determinar a explicação mais provável para o que aconteceu após a violenta colisão de um par de estrelas de nêutrons numa galáxia a 130 milhões de anos-luz da Terra.

© NRAO/D. Berry (ilustração da colisão entre duas estrelas de nêutrons)

Cenários diferentes para o rescaldo da colisão entre duas estrelas de nêutrons. À esquerda, um jato de material que se move quase à velocidade da luz é impulsionado a partir do local da colisão para uma esfera de material inicialmente expelido pela explosão resultante. Se visto a partir de um ângulo desviado do centro do jato, a emissão a longo-prazo de raios X e de ondas rádio teria ficado mais fraca. À direita, o jato não consegue furar a concha de detritos da explosão, e ao invés "varre" material para um grande "casulo", que absorve a energia do jato e emite raios X e ondas rádio num maior ângulo. Neste caso, a emissão ainda está aumentando em intensidade, tal como observado tanto com radiotelescópios como com telescópios de raios X.

No dia 17 de agosto de 2017, os observatórios de ondas gravitacionais LIGO e VIRGO juntaram forças para localizar as fracas ondulações no espaço-tempo provocadas pela fusão de duas estrelas de nêutrons superdensas. Foi a primeira detecção confirmada de uma fusão do gênero e apenas a quinta detecção direta de ondas gravitacionais, previstas há mais de um século por Albert Einstein.

As ondas gravitacionais foram seguidas por explosões de raios gama, raios X e luz visível do evento. O VLA detectou as primeiras ondas de rádio provenientes do evento no dia 2 de setembro. Esta foi a primeira vez que um objeto astronômico foi detectado tanto em ondas gravitacionais como em ondas eletromagnéticas.

A força da radiação eletromagnética, em diferentes comprimentos de onda, forneceu pistas acerca da natureza dos fenômenos criados pela colisão inicial das estrelas de nêutrons. Antes do evento de agosto, foram propostos vários modelos teóricos sobre estes fenômenos. Como a primeira colisão a ser identificada positivamente, o evento de agosto proporcionou a primeira oportunidade para comparar previsões dos modelos com observações reais.

Usando o VLA, o Australia Telescope Compact Array (ATCA) e o Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) na Índia, os astrônomos observaram regularmente o objeto a partir de setembro em diante. Os radiotelescópios mostraram a emissão de rádio ganhando força. Com base nisto, os astrônomos identificaram o cenário mais provável para as consequências da fusão.

"O brilho gradual do sinal de rádio indica que estamos vendo um fluxo exterior de material de grande angular, viajando a velocidades comparáveis à da luz, da fusão das estrelas de nêutrons," afirma Kunal Mooley, do National Radio Astronomy Observatory (NRAO).

As medições observadas estão ajudando a descobrir a sequência de eventos desencadeada pela colisão das estrelas de nêutrons.

A fusão inicial dos dois objetos superdensos provocou uma explosão, chamada quilonova, que impulsionou para fora uma concha esférica de detritos. As estrelas de nêutrons colapsaram num remanescente, possivelmente um buraco negro, cuja poderosa gravidade começou a puxar o material na sua direção. Este material formou um disco com rápida rotação que produziu um par de jatos estreitos e velozes expelidos a partir dos polos.

Se um dos jatos estivesse apontado na direção da Terra, teríamos visto uma explosão de raios gama de curta duração, como muitas já foram observadas antes, disseram os cientistas.

Algumas das primeiras medições do evento de agosto sugeriram, em vez disso, que um dos jatos podia estar ligeiramente desviado da direção da Terra. Este modelo explicaria a razão de que as emissões rádio e de raios X foram vistas apenas pouco tempo depois da colisão.

Os astrônomos debruçaram-se num modelo publicado em outubro por Mansi Kasliwal do Caltech, e colegas, e desenvolvido posteriormente por Ore Gottlieb, da Universidade de Tel Aviv, e colegas. Neste modelo, o jato não percorre o caminho para fora da esfera dos detritos da explosão. Ao invés, reúne material circundante enquanto se dirige para fora, produzindo um "casulo" amplo que absorve a energia do jato.

Logo após as observações iniciais do local da fusão, a viagem anual da Terra em torno do Sol colocou o objeto demasiado perto da nossa estrela, para que os telescópios de raios X e ópticos o pudessem observar. Durante semanas, os radiotelescópios foram a única maneira de continuar a obtenção de dados do evento.

O Chandra observou novamente o objeto nos dias 2 e 6 de dezembro.

"No dia 7 de dezembro, foram divulgados os resultados do Chandra, e a emissão de raio X tinha ficado mais forte, exatamente como havíamos previsto," afirma Gregg Hallinan, do Caltech.

"Uma implicação importante para o modelo de casulo é que devemos poder ver muitas mais destas colisões através da detecção das suas ondas eletromagnéticas, não apenas das suas ondas gravitacionais," realça Hallinan.

Os resultados foram divulgados na revista Nature.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Bolhas gigantes na superfície de estrela gigante vermelha

Astrônomos observaram diretamente pela primeira vez padrões de granulação na superfície da estrela gigante vermelha π¹ Gruis localizada fora do Sistema Solar.

© ESO/VLT (superfície da estrela gigante vermelha π¹ Gruis)

Situada a 530 anos-luz de distância da Terra na constelação do Grou, π¹ Gruis é uma estrela gigante vermelha fria. Possui cerca da mesma massa do Sol, mas é 350 vezes maior e várias milhares de vezes mais brilhante. O nosso Sol irá também aumentar de tamanho, tornando-se uma gigante vermelha semelhante a esta, daqui a cerca de 5 bilhões de anos.

O nome π¹ Gruis vem do sistema de designação Bayer. Em 1603 o astrônomo alemão Johann Bayer classificou 1564 estrelas, dando-lhes nomes compostos por uma letra grega seguida do nome da constelação onde se encontravam. De modo geral, dava-se às estrelas nomes com letras gregas relativas ao seu brilho aparente quando vistas a partir da Terra, sendo que a mais brilhante era designada por Alfa (α). A estrela mais brilhante da constelação do Grou é por isso designada Alfa Gruis. π Gruis corresponde, na realidade, a um par de estrelas de cores contrastantes que nos aparecem próximas no céu, a segunda naturalmente com o nome de π² Gruis. São estrelas suficientemente brilhantes para poderem ser observadas com um par de binóculos. Nos anos 1830 Thomas Brisbane notou que π¹ Gruis era ela própria um sistema binário de estrelas situado muito mais próximo de nós. Annie Jump Cannon, a quem se atribui a criação do Sistema de Classificação Espectral de Harvard, foi a primeira a descobrir, em 1895, o espectro peculiar de π¹ Gruis.

Uma equipe internacional de astrônomos liderada por Claudia Paladini (ESO) usou o instrumento PIONIER montado no Very Large Telescope do ESO para observar π¹ Gruis com o maior detalhe conseguido até agora. A equipe descobriu que a superfície desta gigante vermelha tem apenas algumas células convectivas, ou grânulos, cada um com cerca de 120 milhões de km de dimensão, cerca de um quarto do diâmetro da estrela. Os grânulos são padrões de correntes de convecção no plasma de uma estrela. À medida que o plasma aquece no centro da estrela, expande-se e sobe até à superfície, esfriando depois nas fronteiras mais exteriores e tornando-se mais escuro e denso, descendo por isso de volta ao centro. Este processo continua durante bilhões de anos, desempenhando um papel principal em muitos processos astrofísicos, incluindo transporte de energia, pulsação, ventos estelares e nuvens de poeira em anãs marrons. Para comparação, apenas um destes grânulos estenderia-se desde o Sol até depois da órbita de Vênus. As fotosferas de muitas estrelas gigantes encontram-se obscurecidas por poeira, o que dificulta as observações. No entanto, no caso da π¹ Gruis, e apesar de haver poeira longe da estrela, este efeito não é significativo nas novas observações infravermelhas.

π¹ Gruis é um dos membros mais brilhantes da rara classe S de estrelas, a qual foi inicialmente definida pelo astrônomo americano Paul W. Merrill para agrupar estrelas com espectros similarmente incomuns. As estrelas π¹ Gruis, R Andromedae e R Cygni tornaram-se os protótipos deste tipo. Os seus espectros peculiares são agora conhecidos como sendo o resultado do processo de captura lenta de nêutrons, responsável pela criação de metade dos elementos mais pesados que o ferro.

Quando π¹ Gruis gastou todo o hidrogênio que tinha para queimar, há muito tempo atrás, esta estrela anciã terminou a primeira fase da sua fusão nuclear. A estrela diminuiu de tamanho quando ficou sem energia, o que fez com que aquecesse a uma temperatura de mais de 100 milhões de graus. Estas temperaturas extremas deram origem à próxima fase da estrela, que começou então a queimar hélio, transformando-o em átomos mais pesados como o carbono e o oxigênio. O núcleo intensamente quente expeliu as camadas mais externas da estrela, fazendo com que esta aumentasse o seu tamanho em centenas de vezes relativamente ao tamanho original. A estrela que vemos hoje é uma gigante vermelha variável. Até agora, a superfície de uma destas estrelas nunca tinha sido observada com tanto detalhe.

Em termos de comparação, a fotosfera do Sol contém cerca de 2 milhões de células convectivas, com diâmetros típicos de apenas 2.000 km. A enorme diferença nas células convectivas destas duas estrelas pode ser explicada em parte pelas suas gravidades de superfície variáveis. π¹ Gruis tem apenas 1,5 vezes a massa do Sol mas é muito maior, o que resulta numa gravidade de superfície muito menor e em apenas alguns grânulos extremamente grandes.

Enquanto estrelas com massas maiores que 8 massas solares terminam as suas vidas em explosões de supernova, as estrelas com menos massa, como esta, expelem gradualmente as suas camadas exteriores, dando origem a nebulosas planetárias espetaculares. Estudos anteriores de π¹ Gruis tinham revelado uma concha de material a 0,9 anos-luz de distância da estrela central, que se pensa ter sido ejetada há cerca de 20.000 anos atrás. Este período relativamente curto da vida de uma estrela dura apenas algumas dezenas de milhares de anos, comparado com a vida total de cerca de vários bilhões, e por isso estas observações mostram um novo método para investigar esta fase efêmera das gigantes vermelhas.

Estes novos resultados foram publicados esta semana na revista Nature.

Fonte: ESO

Exoplanetas habitáveis ao redor de pulsares são teoricamente possíveis

É teoricamente possível que existem planetas habitáveis ​​em torno dos pulsares.

© University of Cambridge (ilustração de exoplaneta em torno de pulsar)

Estes planetas devem ter uma atmosfera enorme que converta os raios X mortais e partículas de alta energia do pulsar em calor.

Os pulsares são conhecidos por suas condições extremas. São estrelas de nêutrons de apenas 10 a 30 quilômetros de diâmetro. Eles têm enormes campos magnéticos, acumularam matéria e regularmente emanam grandes quantidades de raios X e outras partículas energéticas. No entanto, Alessandro Patruno (Universidade de Leiden e ASTRON) e Mihkel Kama (Universidade de Leiden e Universidade de Cambridge) sugerem que poderia haver vida na proximidade destas estrelas.

É a primeira vez que os astrônomos tentam calcular as chamadas zonas habitáveis ​​perto das estrelas de nêutrons. Os cálculos mostram que a zona habitável em torno de uma estrela de nêutrons pode ser tão grande quanto a distância da Terra ao nosso Sol. Uma premissa importante é que o planeta deve ser uma super-Terra com uma massa entre uma e dez vezes da nossa Terra. Um planeta menor perderá sua atmosfera dentro de cerca de mil anos. Além disso, a atmosfera deve ser um milhão de vezes mais espessa que a da Terra. As condições na superfície do planeta podem parecer as do mar profundo na Terra.

Os astrônomos estudaram o pulsar PSR B1257+12 a cerca de 2.300 anos-luz de distância na constelação de Virgem. Eles usaram o telescópio espacial Chandra especialmente feito para observar os raios X. Três planetas orbitam o pulsar. Dois deles são super-Terras com uma massa de quatro a cinco vezes da Terra. Os planetas orbitam bastante perto do pulsar. "De acordo com nossos cálculos, a temperatura dos planetas pode ser adequada para a presença de água líquida em sua superfície. No entanto, ainda não sabemos se as duas super-Terras têm a atmosfera extremamente densa," disse Patruno.

No futuro, os astrônomos pretendem observar o pulsar com mais detalhes e compará-los com outros pulsares. O telescópio ALMA do European Southern Observatory (ESO) seria capaz de mostrar discos de poeira em torno das estrelas de nêutrons. Estes discos são bons precursores de planetas.

Provavelmente a Via Láctea contém cerca de 1 bilhão de estrelas de nêutrons, dos quais cerca de 200.000 pulsares. Até agora, 3.000 pulsares foram estudados e apenas 5 planetas com pulsares foram encontrados. O PSR B1257+12 é um pulsar muito estudado. Em 1992, os primeiros exoplanetas foram descobertos em torno deste objeto.

Um artigo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Netherlands Institute for Radio Astronomy

A espiral do Polo Norte de Marte

Por que há uma espiral ao redor do Polo Norte de Marte?

© ESA/DLR/FU Berlin (espiral no Polo Norte de Marte)

A cada inverno este polo desenvolve uma nova camada externa com cerca de um metro de espessura composta de dióxido de carbono congelado proveniente da atmosfera marciana. Esta camada fresca é depositada numa camada de gelo de água que existe por mais de um ano. Ventos fortes sopram de baixo para cima no centro da calota e assume esta forma espiralada devido à rotação do Planeta Vermelho, o que gera então a estrutura espiral de Planum Boreum.

A imagem acima é um mosaico em perspectiva gerado com imagens feitas pela sonda Mars Express da ESA, e com os dados de elevação extraídos do altímetro a laser da sonda Mars Global Surveyor da NASA. Novas missões estão sendo planejadas para Marte nos próximos anos, incluindo a InSight que será lançada em 2018, e a ExoMars e a Mars 2020 Rover que serão lançadas em 2020, estas duas últimas com a missão de procurar pela presença de vida microscópica, atual e passada em Marte.

Fonte: NASA

Novas informações sobre o objeto 'Oumuamua

O objeto misterioso 1I/2017 U1 'Oumuamua passou perto da Terra depois de chegar do espaço interestelar profundo.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do objeto 'Oumuamua)

Durante a formação e evolução do Sistema Solar, números significativos de cometa e asteroides foram ejetados para o espaço interestelar. É razoável esperar que acontecesse o mesmo para os sistemas planetários que não os nossos. A detecção de tais objetos interestelares nos permitiria testar os processos de formação planetesimal em torno de outras estrelas, possivelmente junto com os efeitos da exposição a longo prazo ao meio interestelar.  O 'Oumuamua é o primeiro objeto interestelar conhecido, descoberto pelo telescópio Pan-STARRS1 em outubro de 2017.

Desde que o objeto foi avistado em outubro, o professor Alan Fitzsimmons e a Dra. Michele Bannister da Queen's University lideraram uma equipe internacional de astrônomos para reunir um perfil do estranho visitante.

A equipe mediu o modo como 'Oumuamua reflete luz solar e descobriu que é parecido com objetos gelados cobertos com uma crosta seca. Isto porque 'Oumuamua está exposto aos raios cósmicos há milhões de anos, talvez bilhões, tendo formado à superfície uma camada isolante rica em materiais orgânicos.

A fotometria na época da descoberta do 'Oumuamua implica um corpo altamente alongado com dimensões de aproximadamente 200 x 20 m quando é assumido um albedo de 0,04. Espera-se que a população de objetos interestelares observáveis seja dominada por corpos semelhantes a cometas de acordo com os espectros coletados, mas a inatividade relatada do 'Oumuamua indica uma falta de gelo superficial.

A pesquisa sugere que a crosta seca de 'Oumuamua poderá ter protegido o seu interior gelado de ser vaporizado, mesmo quando o objeto estava a apenas 37 milhões de quilômetros do Sol em setembro, a sua aproximação máxima à nossa estrela.

Fitzsimmons comenta: "Descobrimos que a superfície de 'Oumuamua é parecida com a dos pequenos corpos do Sistema Solar ricos em carbono, cuja estrutura é alterada pela exposição aos raios cósmicos. Também descobrimos que um revestimento de meio metro de espessura, rico em materiais orgânicos, poderá ter protegido o interior rico em água gelada, interior este como o de um cometa, de vaporizar quando o objeto foi aquecido pelo Sol, apesar de ter alcançado uma temperatura superior a 300º C."

Bannister e sua equipe observaram 'Oumuamua enquanto ainda estava ao alcance dos maiores telescópios do mundo e os seus achados foram publicados na semana passada na revista Astrophysical Journal Letters. Descobriram que o objeto tem a mesma cor que alguns dos gelados planetas menores que estudam nos limites do nosso Sistema Solar. Isto significa que diferentes sistemas planetários na nossa Galáxia contêm planetas menores como o nosso.

Bannister explica: "Descobrimos que este é um planetesimal com uma crosta bem 'cozida' que se parece muito com os mundos menores nas regiões externas do nosso Sistema Solar, tem uma superfície acinzentada/vermelha e é altamente alongado. É fascinante que o primeiro objeto interestelar descoberto se pareça muito com um mundo minúsculo do nosso Sistema Solar. Isto sugere que o modo como os nossos planetas e asteroides se formaram pode ter semelhanças com a formação de sistemas em torno de outras estrelas."

Fonte: Nature Astronomy

Gaia e as nossas galáxias vizinhas

Medindo as posições e os movimentos de mais de um bilhão de estrelas, a missão Gaia da ESA aperfeiçoará o nosso conhecimento sobre o nosso lugar no Universo, fornecendo o melhor mapa estelar da Via Láctea e das suas galáxias vizinhas.

© ESA/Gaia/DPAC (Grande Nuvem de Magalhães)

Uma das galáxias mais próximas da nossa Galáxia é a Grande Nuvem de Magalhães (GNM), localizada a cerca de 166.000 anos-luz de distância e visível a olho nu a latitudes intermediárias e sul.

Com uma massa aproximadamente equivalente a 10 bilhões de vezes a massa do nosso Sol, a GNM é o lar de uma intensa atividade de formação estelar, produzindo estrelas a um ritmo cinco vezes superior ao da Via Láctea. Diferentes aspectos da população estelar da Galáxia são retratados nestas duas imagens, com base em dados obtidos pelo satélite Gaia durante os seus primeiros 14 meses de operações.

A imagem à esquerda, compilada por mapeamento da densidade total de estrelas detectados pelo Gaia em cada pixel da imagem, mostra a distribuição em grande escala de estrelas na GNM, delineando a extensão dos braços espirais. A imagem é salpicada por pontos brilhantes, que são fracos aglomerados de estrelas.

Uma série de listras diagonais, visíveis ao longo da espessa estrutura central, ou barra, são um artefato provocado pelo processo de digitalização do Gaia. Estas irão diminuir gradualmente à medida que mais dados forem reunidos ao longo da existência da missão.

À direita, uma imagem diferente fornece uma visão complementar que revela outros aspectos desta galáxia e das suas estrelas. Criado ao mapear a quantidade total de radiação, esta imagem é dominada pelas estrelas mais brilhantes e massivas, que superam em muito as suas homólogas mais fracas e leves. Nesta visão, a barra da GNM é mais claramente delineada, ao lado de regiões individuais de formação estelar como o reluzente 30 Doradus, visível logo acima do centro da galáxia.

As imagens seguintes, também obtidas pelo Gaia, revelam duas galáxias espirais próximas: Andrômeda (também conhecida como M31), que é ligeiramente mais massiva que a Via Láctea e, a aproximadamente 2,5 milhões de anos-luz de distância, é a maior galáxia na nossa vizinhança; e a sua vizinha, a Galáxia do Triângulo (também conhecida como M33), o lar de aproximadamente 50 bilhões de estrelas e localizada a mais ou menos 2,8 milhões de anos-luz de distância.

© ESA/Gaia/DPAC (Galáxia de Andrômeda)

Como no caso da GNM, a imagem à esquerda é baseada na densidade total de estrelas, e mostra onde as estrelas de todos os tipos estão localizadas, enquanto a imagem à direita é baseada no fluxo e representa principalmente a população estelar mais brilhante de cada galáxia, rastreando as regiões de formação estelar mais intensa.

© ESA/Gaia/DPAC (Galáxia do Triângulo)

O primeiro conjunto de dados do Gaia, divulgado em 2016 contém a posição e brilho de mais de um bilhão de estrelas. A maioria das estrelas estão localizadas na Via Láctea, mas uma boa fração é extragaláctica, com cerca de 10 milhões pertencentes à GNM.

Para todas estas estrelas e mais, o segundo catálogo de dados do Gaia que está planejado para abril de 2018, também vai conter medições da sua paralaxe, que quantifica a distância da estrela e o seu movimento pelo céu.

Ao analisar os movimentos de estrelas individuais em galáxias como a GNM, Andrômeda ou do Triângulo, será possível aprender mais sobre a rotação global de estrelas dentro destas galáxias, bem como a órbita das próprias galáxias no aglomerado de que fazem parte, conhecido como Grupo Local.

No caso da GNM, uma equipe de astrônomos já tentou fazê-lo usando um subconjunto de dados do primeiro catálogo do Gaia, o TGAS (Tycho–Gaia Astrometric Solution), para o qual as paralaxes e movimentos próprios também foram fornecidos através da combinação dos novos dados com aqueles da primeira missão astrométrica da ESA, o satélite Hipparcos. No TGAS, que tem dados sobre dois milhões de estrelas, identificaram 29 estrelas na GNM com boas medições de movimentos próprios e usaram-nas para estimar a rotação da galáxia, fornecendo uma pequena amostra dos estudos que serão possíveis com os futuros catálogos de dados do Gaia.

As observações da GNM e da sua vizinha, a Pequena Nuvem de Magalhães (PNM), com o Gaia, são também extremamente importantes para o estudo de estrelas variáveis como Cefeidas e RR Lyrae. Estas estrelas podem ser usadas como indicadores de distâncias cósmicas em galáxias localizadas além da Via Láctea, desde que sejam calibradas num laboratório "local", como a GNM e a PNM, onde é possível obter uma estimativa mais direta da sua distância usando a paralaxe determinada pela missão Gaia.

Os astrônomos do DPAC (Data Processing and Analysis Consortium) do Gaia testaram este método em centenas de estrelas variáveis na GNM presentes na amostra TGAS como parte da validação dos dados do primeiro catálogo. Os seus resultados, promissores mesmo que preliminares, são um exemplo excitante da rica colheita científica que será possível com os futuros lançamentos de dados que estão sendo reunidos pelo satélite Gaia.

Fonte: ESA

Descoberto oitavo planeta em torno de estrela distante

Com a recente descoberta de um oitavo planeta em órbita de Kepler-90, uma estrela parecida com o Sol a 2.545 anos-luz da Terra, o nosso Sistema Solar está agora empatado no que toca ao maior número de planetas em torno de uma única estrela.

© NASA/Wendy Stenzel (ilustração dos oito planetas em órbita de Kepler-90)

O planeta foi descoberto em dados do telescópio espacial Kepler da NASA.

O recém-descoberto Kepler-90i, um planeta quente e rochoso que completa uma órbita em torno da sua estrela hospedeira a cada 14,4 dias, foi encontrado usando algoritmos de aprendizagem de máquina da Google. A aprendizagem de máquina é uma abordagem da inteligência artificial. Neste caso, os computadores aprenderam a identificar planetas ao encontrar casos, nos dados do Kepler, onde o telescópio registou sinais de planetas localizados além do nosso Sistema Solar, conhecidos como exoplanetas.

A descoberta ocorreu depois dos pesquisadores Christopher Shallue e Andrew Vanderburg terem treinado um computador para aprender a identificar exoplanetas nas leituras de luz registadas pelo Kepler, as minúsculas mudanças no brilho captado quando um planeta passava em frente, ou transitava, uma estrela. Inspirados pela maneira como os neurônios se ligam no cérebro humano, esta "rede neuronal" artificial vasculhou dados do Kepler e encontrou fracos sinais de trânsito de um oitavo planeta previamente perdido em órbita de Kepler-90, na direção da constelação de Dragão.

Embora a aprendizagem de máquina já tenha sido usada anteriormente em pesquisas da base de dados do Kepler, esta pesquisa demonstra que as redes neuronais são uma ferramenta promissora para encontrar alguns dos sinais mais fracos de mundos distantes.

Outros sistemas planetários são provavelmente mais promissores para a vida do que o Kepler-90. Cerca de 30% maior do que a Terra, Kepler-90i está tão perto da sua estrela que se pensa que a temperatura média da superfície exceda os 426º C, parecida com a temperatura diurna de Mercúrio. O seu planeta mais exterior, Kepler-90h, orbita a uma distância parecida à da Terra em relação ao Sol.

"O sistema estelar Kepler-90 é como uma mini-versão do nosso Sistema Solar. Temos planetas pequenos no interior e planetas grandes no exterior, mas tudo está agrupado mais intimamente," afirma Vanderburg, astrônomo da Universidade do Texas em Austin e da NASA.

Shallue, um engenheiro sênior de software da equipe de pesquisa do Google AI, teve a ideia de aplicar uma rede neuronal aos dados do Kepler. Ele interessou-se pela descoberta de exoplanetas depois de aprender que a astronomia, tal como outros ramos da Ciência, está rapidamente sendo inundada de dados à medida que a tecnologia para a obtenção de dados espaciais avança.

Os quatro anos de dados do Kepler consistem em mais de 35.000 possíveis sinais planetários. Os testes automatizados, e por vezes os olhos humanos, são usados para verificar os sinais mais promissores nos dados. No entanto, os sinais mais fracos geralmente perdem-se usando estes métodos. Shallue e Vanderburg pensaram que podiam haver descobertas exoplanetárias mais interessantes à espreita nos dados.

Primeiro, treinaram a rede neuronal para identificar exoplanetas em trânsito usando um conjunto de 15.000 sinais previamente examinados do catálogo de exoplanetas do Kepler. No conjunto de testes, a rede neuronal identificou corretamente planetas verdadeiros e falsos positivos 96% do tempo. Então, tendo a rede neuronal "aprendido" a detectar o padrão de um trânsito exoplanetário, os pesquisadores dirigiram o seu modelo para procurar sinais mais fracos em 670 sistemas estelares que já possuíam múltiplos planetas conhecidos. A suposição era que os sistemas multiplanetários seriam os melhores lugares para procurar mais exoplanetas.

O Kepler-90i não é única joia que esta rede neuronal descobriu. No sistema Kepler-80, encontraram um sexto planeta. Este, Kepler-80g, com o tamanho da Terra, e quatro dos seus planetas vizinhos, formam o que se chama de cadeia ressonante, onde os planetas estão bloqueados pela sua gravidade mútua numa dança orbital rítmica. O resultado é um sistema extremamente estável, semelhante aos sete planetas do sistema TRAPPIST-1.

Shallue e Vanderburg planejam aplicar a sua rede neuronal ao conjunto completo das mais de 150.000 estrelas estudadas pelo Kepler.

O Kepler produziu um conjunto de dados sem precedentes para a caça exoplanetária. Depois de olhar para uma zona do espaço durante quatro anos, o telescópio está agora operando numa missão estendida e muda de campo de visão a cada 80 dias.

O artigo científico que divulga estes achados foi aceito para publicação na revista The Astronomical Journal.

Fonte: McDonald Observatory

Será que o próximo alvo da New Horizons tem uma lua?

O próximo alvo rasante da New Horizons, um objeto transnetuniano do Cinturão de Kuiper a mais de um bilhão de quilômetros para além de Plutão, pode ou ter a forma de um amendoim ou até mesmo ser dois objetos em órbita um do outro. Agora, novos dados sugerem que o 2014 MU69 pode ter companhia orbital: uma pequena lua.

© NASA/JHUAPL/SwRI (ilustração do 2014 MU69 e de uma pequena lua)

Esta é a teoria mais recente da equipe da New Horizons da NASA, à medida que continua analisando os dados telescópicos do alvo para o voo rasante do Dia de Ano Novo de 2019. "Nós realmente só saberemos o aspeto do MU69 quando passarmos lá perto, até só podemos entendê-lo completamente depois do encontro," afirma Marc Buie, membro da equipe científica da New Horizons, do SwRI (Southwest Research Institute) em Boulder, no estado norte-americano do Colorado, que forneceu uma atualização sobre a análise de MU69 esta semana na American Geophysical Union Fall Meeting em Nova Orleans.

Os dados que levaram a estas pistas sobre a natureza do MU69 foram obtidos ao longo de seis semanas em junho e julho, quando a equipe fez três tentativas para colocar telescópios na estreita sombra do MU69 quando este passava em frente de uma estrela. O reconhecimento mais valioso ocorreu no dia 17 de julho, quando cinco telescópios montados na Argentina estiveram no lugar certo, no momento certo, para captar esta ocultação, e captar dados importantes sobre o tamanho, forma e órbita do MU69. Estes dados levantaram a possibilidade do MU69 ser dois objetos de tamanho semelhante, ou seja, um binário.

A perspetiva de que o MU69 possa ter uma lua surgiu de dados obtidos durante uma ocultação diferente no dia 10 de julho, pelo observatório aéreo SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) da NASA. Focado na localização esperada do MU69 enquanto voava sobre o Oceano Pacífico, o SOFIA detectou o que parecia ser uma queda muito curta na luz da estrela. Buie disse que uma análise mais aprofundada destes dados, incluindo a sincronização com cálculos da órbita do MU69 fornecidos pela missão Gaia da ESA, abre a possibilidade que a ocultação detectada pelo SOFIA possa ser outro objeto em torno do MU69.

"Um binário com uma lua menor também pode ajudar a explicar as mudanças que vimos na posição do MU69 durante estas várias ocultações," acrescenta Buie. "É tudo muito sugestivo, mas é outro passo no nosso trabalho para obter uma imagem clara do MU69 antes da passagem rasante da New Horizons, daqui a pouco mais de um ano."

"Este voo rasante será o mais distante da história da exploração espacial. O antigo objeto do Cinturão de Kuiper conhecido como MU69, descoberto em 2014, está a mais de 6,5 bilhões de quilômetros da Terra. Parece não ter mais que 30 km em comprimento ou, caso seja um binário, cada corpo terá entre 15 e 20 km em diâmetro. Tal como outros objetos do Cinturão de Kuiper, o MU69 fornece um olhar de perto sobre os restos do antigo processo de construção planetária, mundos pequenos que contêm pistas críticas para a formação do Sistema Solar exterior.

Fonte: NASA

Maternidade estelar que salta à vista

Esta imagem resplandescente da maternidade estelar Sharpless 29 evidencia muitos fenômenos astronômicos, incluindo poeira cósmica e nuvens de gás que refletem, absorvem e re-emitem a luz de estrelas quentes jovens situadas na nebulosa.

© ESO/M. Kornmesser (Sharpless 29)

A região do céu que vemos nesta imagem encontra-se listada no catálogo Sharpless de regiões HII: nuvens interestelares de gás ionizado onde abunda a formação estelar. Também conhecida por Sh 2-29, a Sharpless 29 situa-se a cerca de 5.500 anos-luz de distância na constelação do Sagitário, próximo da maior Nebulosa da Lagoa. Esta região contém muitas maravilhas astronômicas, incluindo o local de formação estelar muito ativo da NGC 6559, a nebulosa que vemos no centro da imagem.

Esta nebulosa central é a estrutura mais notável da Sharpless 29. Apesar de ter apenas alguns anos-luz de dimensão, esta nebulosa mostra bem a devastação que as estrelas podem criar ao formarem-se no interior de  uma nuvem interestelar. As estrelas quentes jovens na imagem não têm mais que dois milhões de anos de idade e lançam correntes de radiação de alta energia. Esta energia aquece a poeira e o gás ao redor, ao mesmo tempo que ventos estelares erodem e esculpem de forma dramática o seu local de nascimento. De fato, a nebulosa contém uma cavidade proeminente que foi escavada por um sistema binário muito energético. Esta cavidade está se expandindo, fazendo com que o material interestelar se acumule e criando a fronteira avermelhada em forma de arco.

Quando o gás e poeira interestelares são bombardeados pela radiação ultravioleta emitida por estrelas quentes jovens, a energia recebida faz com que elas brilhem intensamente. O brilho vermelho difuso que permeia esta imagem vem da emissão do hidrogênio gasoso, enquanto que a luz azul é causada pela reflexão e dispersão da luz nas pequenas partículas de poeira. Além da emissão e reflexão, temos também a ocorrência de absorção nesta região. Regiões de poeira bloqueiam a luz que viaja até nós, impedindo-nos de ver as estrelas que se encontram por trás dela e pequenos tentáculos de poeira dão origem a estruturas filamentares escuras nas nuvens.

O ambiente rico e diversificado de Sharpless 29 fornece aos astrônomos a possibilidade de estudarem uma variedade de propriedades físicas. O desabrochar da formação estelar, a influência das estrelas jovens sobre o gás e a poeira e os distúrbios originados por campos magnéticos podem ser observados e analisados numa única região.

No entanto, as estrelas jovens massivas vivem depressa e morrem novas, terminando eventualmente as suas vidas de forma explosiva como supernovas e liberando para o espaço interestelar restos ricos de gás e poeira. Daqui a dezenas de milhões de anos, todo este material será varrido para fora da região e apenas restará um aglomerado aberto de estrelas.

A Sharpless 29 foi observada com a OmegaCAM do ESO, montada no Telescópio de Rastreio do VLT (VST) no Cerro Paranal, no Chile. A OmegaCAM produz imagens que cobrem uma área do céu 300 vezes maior que a coberta pela câmera com o maior campo de visão do telescópio espacial Hubble, e consegue observar ao longo de um grande domínio de comprimentos de onda, desde o ultravioleta até ao infravermelho. A sua característica principal é a capacidade de captar a linha espectral muito vermelha de H-alfa, criada quando um elétron no interior de um átomo de  hidrogênio perde energia, uma ocorrência proeminente numa nebulosa como a Sharpless 29.

Fonte: ESO

Os misteriosos ventos dos quasares e a formação estelar extrema

Os astrônomos usaram o observatório espacial Herschel para resolver um mistério de décadas sobre a origem de poderosos ventos de gás frio nos arredores quentes de quasares.

© ESA/C. Carreau (ilustração de um quasar numa galáxia formadora de estrelas)

A evidência que liga estes poderosos ventos à formação estelar nas galáxias que abrigam quasares também pode ajudar a resolver o mistério do porquê do tamanho das galáxias no Universo parecer estar limitado.

Desde a sua descoberta, na década de 1960, que os quasares têm fornecido um tesouro de perguntas. Estas fontes energéticas, até 10.000 vezes mais brilhantes do que a Via Láctea, são os núcleos de galáxias distantes com buracos negros supermassivos no seu centro. À medida que o gás é puxado para um disco de acreção em torno do buraco negro, é aquecido a temperaturas muito altas e irradia energia através do espectro eletromagnético, desde o rádio até aos raios X; desta forma, nasce a assinatura de luminosidade do quasar.

Há cinco décadas que os astrônomos estudam os espectros de quasares para descobrir a origem da radiação eletromagnética que emitem e para traçar o percurso da luz até nós.

Uma ferramenta valiosa na compreensão desta viagem são as linhas de absorção nos espectros de radiação dos quasares. Estas linhas indicam os comprimentos de onda absorvidos à medida que a radiação viaja desde a fonte até ao observador, fornecendo pistas sobre o material por onde passou. Ao longo do tempo, o estudo destas linhas traçou a composição das galáxias e das nuvens de gás situadas entre nós e estes distantes objetos luminosos, mas um conjunto de linhas de absorção permanecia por explicar.

Os astrônomos observaram linhas de absorção em muitos quasares, indicativas da absorção, pelo caminho, por gás frio com elementos metálicos pesados como o carbono, magnésio e silício. As linhas indicam que a luz viajou através de ventos de gás frio com velocidades de milhares de quilômetros por segundo no interior das galáxias hospedeiras dos quasares. Embora o conhecimento de que estes ventos existem não seja uma notícia nova, a sua origem e o porquê de conseguirem alcançar velocidades tão impressionantes, permaneciam desconhecidos.

Agora, o astrônomo Peter Barthel e o seu estudante de doutoramento Pece Podigachoski, ambos do Instituto Kapteyn da Universidade de Groningen, juntamente com os colegas Belinda Wilkes do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (EUA) e Martin Haas da Ruhr-Universität Bochum (Alemanha), lançaram luz sobre as origens destes ventos frios. Usando dados obtidos com o observatório espacial Herschel da ESA, os astrônomos mostraram, pela primeira vez, que a força das linhas de absorção de metal associadas com estes misteriosos ventos gasosos está diretamente ligada com a taxa de formação estelar nas galáxias que hospedam os quasares. Ao encontrar esta tendência, a prodigiosa formação estelar dentro da galáxia progenitora pode ser o mecanismo que impulsiona estes ventos misteriosos e poderosos.

Uma explicação natural para tal é que os ventos são alimentados pela explosão de formação estelar e produzidos por supernovas, que se sabe ocorrerem com grande frequência durante períodos de formação estelar extrema.

Esta nova ligação não só resolve um quebra-cabeças sobre os quasares, mas também contribui para desvendar um mistério ainda maior: porque é que o tamanho das galáxias observadas no nosso Universo parece estar limitado na prática, mas não em teoria.

A teoria prevê que as galáxias devem ser capazes de crescer até massas cem vezes o observado. O fato de haver um déficit de gigantes no Universo implica a existência de um processo que esgota as reservas de gás nas galáxias antes de poderem alcançar o seu potencial máximo. Existem dois mecanismos que podem levar a esta redução de gás: o primeiro são os ventos das supernovas associados com a formação estelar. O segundo, os ventos associados ao buraco negro supermassivo no núcleo de cada quasar. Embora seja possível que ambos os mecanismos desempenhem um papel, a evidência de correlação entre os ventos de gás frio e a taxa de formação estelar descoberta sugere que no caso dos quasares, a formação estelar, que requer um fornecimento constante de gás frio, pode ser a principal responsável no corte de gás da galáxia e na supressão da capacidade de fazer crescer a próxima geração de estrelas.

O Herschel observa radiação no infravermelho distante e nos comprimentos de onda submilimétricos, permitindo o conhecimento detalhado do ritmo de formação estelar nas galáxias observadas, necessário para fazer esta descoberta.

Fonte: ESA

Duas super-Terras ao redor de K2-18

Uma nova pesquisa, usando dados obtidos pelo ESO, revelou que um exoplaneta pouco conhecido de nome K2-18b poderá muito bem ser uma versão ampliada da Terra, e também foi descoberto pela primeira vez que o exoplaneta tem um vizinho.

© Alex Boersma (ilustração de dois exoplanetas em torno de sua estrela)

"Ser capaz de medir a massa e densidade de K2-18b foi tremendo, mas ainda descobrir um novo exoplaneta exigiu muita sorte e foi também impressionante," afirma Ryan Cloutier, estudante de doutoramento do Centro Scarborough para Ciência Planetária do Departamento de Astronomia e Astrofísica da Universidade de Toronto e do iREx (Institute for Research on Exoplanets) da Universidade de Montreal.

Ambos os planetas orbitam K2-18, uma anã vermelha localizada a aproximadamente 111 anos-luz de distância na direção da constelação de Leão. Quando o planeta K2-18b foi descoberto pela primeira vez em 2015, determinou-se que orbitava dentro da zona habitável da estrela, tornando-se num candidato ideal para ter água líquida à superfície, um elemento fundamental para abrigar condições para a vida como a conhecemos.

Os dados usados pelos cientistas foram efetuados pelo instrumento HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) acoplado ao telescópio de 3,6 metros do Observatório La Silla do ESO, no Chile. O HARPS permite medir velocidades radiais de estrelas, que são afetadas pela presença de planetas, medições estas obtidas com a máxima precisão atualmente disponível. Por isso, este instrumento permite a detecção de planetas muito pequenos ao seu redor.

A fim de descobrir se K2-18b era uma versão ampliada da Terra (principalmente rocha), ou uma versão reduzida de Netuno (principalmente gás), os astrônomos tiveram primeiro que descobrir a massa do planeta, usando as medições de velocidade radial obtidas com o HARPS. Obtendo a massa e o raio, é possível medir a densidade do planeta e consequentemente determinar se ele é rochoso ou gasoso.

Depois de usar uma abordagem simulação computacional para descobrir a massa, os pesquisadores conseguiram determinar que o planeta ou é principalmente rochoso com uma pequena atmosfera gasosa, como a da Terra, mas maior, ou um planeta principalmente oceânico com uma espessa camada de gelo por cima.

Com os dados atuais, os pesquisadores não conseguiram distinguir entre estas duas possibilidades. Mas com o telescópio espacial James Webb (JWST), possibilitará investigar a atmosfera e ver se é extensa ou se é um planeta coberto por água.

O JWST, que será lançado em 2019, será fundamental na obtenção de uma variedade de dados para o estudo do Sistema Solar do início do Universo e dos exoplanetas. O K2-18b é agora um dos melhores alvos para estudo atmosférico.

Foi ao olhar através dos dados de K2-18b que Cloutier notou algo incomum. Além de um sinal que ocorria a cada 39 dias a partir da rotação de K2-18, e um que ocorre a cada 33 dias da órbita de K2-18b, ele notou um sinal diferente que ocorria a cada nove dias. A observação deste sinal inicial era uma boa indicação de que havia aqui outro planeta.

Cloutier colaborou com uma equipa internacional de investigadores do Observatório Astronómico da Universidade de Genebra, do iREx, da Universidade de Grenoble, da Universidade de Toronto e da Universidade do Porto.

Apesar do recém-descoberto planeta K2-18c estar mais perto da sua estrela, e de provavelmente ser demasiado quente para estar na zona habitável, tal como K2-18b, também parece ser uma super-Terra, o que significa que tem uma massa semelhante à do nosso planeta.

A pesquisa será publicada na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: University of Toronto

Poeira estelar na constelação de Áries

Esta composição cósmica cobre mais de 8 graus no céu austral.

© Rogelio Bernal Andreo (LBN762, LBN753 e LBN743)

O campo mostrado no mosaico acima fica a oeste do conhecido aglomerado estelar aberto das Plêiades, na direção da constelação de Áries e do plano da Via Láctea.

À direita do mosaico está a estrela azulada Epsilon Arietis, uma estrela visível a olho nu e que está localizada a cerca de 330 anos-luz de distância da Terra. Refletindo a luz da estrela na região, as nebulosas empoeiradas LBN762, LBN753 e LBN743, se espalham da esquerda para a direita em todo o campo, mas estão a cerca de 1.000 anos-luz de distância.

Nesta distância estimada, a imagem representa mais de 140 anos-luz de diâmetro. Perto da borda da grande nuvem molecular, seus interiores escuros podem esconder estrelas recém-formadas e jovens objetos estelares conhecidos como protoestrelas. Colapsando devido à própria gravidade, as protoestrelas se formam em torno de núcleos densos embutidos na nuvem molecular.

Fonte: NASA

Encontrado o buraco negro mais distante

Os cientistas descobriram uma relíquia rara do Universo inicial: o buraco negro supermassivo mais distante que se conhece.

© Instituto Carnegie/Robin Dienel (ilustração do buraco negro supermassivo mais distante)

Este monstro tem 800 milhões de vezes a massa do nosso Sol e é surpreendentemente grande para a sua idade jovem.

"Este buraco negro cresceu muito mais do que o esperado apenas 690 milhões de anos após o Big Bang, o que desafia as nossas teorias sobre como os buracos negros se formam," afirma Daniel Stern do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA.

Os astrônomos combinaram dados do WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA com levantamentos terrestres com o objetivo de identificar objetos potencialmente distantes para estudo, dando depois uso aos telescópios Magalhães dos Observatórios Carnegie no Chile.

Para que os buracos negros se tornem tão grandes no Universo primitivo, especula-se que devem ter existido condições especiais para permitir um crescimento rápido, mas a razão subjacente permanece um mistério.

O buraco negro recentemente encontrado devora vorazmente material no centro de uma galáxia, um fenômeno chamado quasar. Este quasar é especialmente interessante porque vem de uma época em que o Universo estava apenas começando a emergir da sua Idade das Trevas. A descoberta fornecerá informações fundamentais sobre o Universo quando este tinha apenas 5% da sua idade atual.

"Os quasares estão entre os objetos celestes conhecidos mais distantes e brilhantes e são cruciais para a compreensão do Universo inicial," afirma Bram Venemans do Max Planck Institute for Astronomy na Alemanha.

O Universo começou numa sopa quente de partículas que rapidamente se espalharam num período chamado inflação. Cerca de 400.000 anos após o Big Bang, estas partículas arrefeceram e coalesceram em hidrogênio gasoso e neutro. Mas o Universo permaneceu escuro, sem quaisquer fontes luminosas, até que a gravidade condensou matéria nas primeiras estrelas e galáxias. A energia liberada por estas primeiras galáxias fez com que o hidrogênio neutro ficasse excitado e ionizado, isto é, perdesse um elétron. O gás permanece neste estado desde então. Assim que o Universo se tornou reionizado, os fótons puderam viajar livremente pelo espaço. Este é o ponto em que o Universo se tornou transparente à luz.

Grande parte do hidrogênio que rodeia o quasar recém-descoberto é neutro. Isto significa que o quasar não só é o mais distante, é também o único exemplo que conhecemos que pode ser visto antes do Universo se reionizar completamente. Foi a última grande transição do Universo e é uma das fronteiras atuais da astrofísica.

A distância do quasar foi determinada pelo que se denomina de desvio para o vermelho, uma medição de quanto o comprimento de onda da sua luz é esticado pela expansão do Universo antes de alcançar a Terra. Quanto maior o desvio para o vermelho, maior a distância, e mais para trás no tempo os astrônomos observam o objeto. Este quasar tem um desvio para o vermelho de 7,54, com base na detecção de emissões de carbono ionizado da galáxia que hospeda o enorme buraco negro. Isto significa que a sua luz demorou mais de 13 bilhões de anos até chegar até nós.

Os cientistas preveem que o céu contém entre 20 e 100 quasares tão brilhantes e tão distantes. Os astrônomos anseiam pela missão Euclid da ESA, com uma grande participação da NASA, e da missão WFIRST (Wide-field Infrared Survey Telescope) da NASA, para encontrar mais destes objetos distantes.

Os pesquisadores divulgaram os seus achados na revista Nature.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Galáxias primordiais descobertas em vasto oceano de matéria escura

Os astrônomos esperam que as primeiras galáxias, aquelas que se formaram apenas algumas centenas de milhões de anos após o Big Bang, partilhem muitas semelhanças com algumas das galáxias anãs que vemos no Universo próximo hoje.

© NRAO/D. Berry (ilustração do par de galáxias observadas no Universo primordial)

Estes primeiros aglomerados de alguns bilhões de estrelas tornar-se-iam nos blocos de construção das galáxias maiores que passaram a dominar o Universo nos primeiros bilhões de anos.

No entanto, observações em progresso com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), descobriram exemplos surpreendentes de galáxias massivas e repletas de estrelas vistas quando o Cosmos tinha menos de um bilhão de anos. Isto sugere que os blocos de construção galáctica menores foram capazes de se aglomerar em galáxias maiores com bastante rapidez.

As observações ALMA mais recentes empurram esta época de formação de galáxias massivas para ainda mais cedo, identificando duas galáxias gigantes vistas quando o Universo tinha apenas 780 milhões de anos, ou cerca de 5% da sua idade atual. O ALMA também revelou que estas galáxias raramente grandes estão aninhadas dentro de uma estrutura cósmica ainda mais massiva, um halo de matéria escura com uma massa equivalente a vários trilhões de sóis.

As duas galáxias estão tão próximas uma da outra, ou seja, uma distância inferior à distância que separa a Terra do centro da nossa Galáxia, que em breve vão fundir-se para formar a maior galáxia já observada neste período da história cósmica. Esta descoberta fornece novos detalhes sobre a origem das galáxias grandes e o papel que a matéria escura desempenha na produção das maiores estruturas do Universo.

Estas galáxias estão sendo observadas durante um período da história cósmica conhecido como a Época da Reionização, quando a maior parte do espaço intergaláctico estava coberto por um nevoeiro obscuro de hidrogênio gasoso e frio. À medida que mais estrelas e galáxias se formavam, a sua energia eventualmente ionizou o hidrogênio entre as galáxias, revelando o Universo como o vemos hoje.

As galáxias estudadas, conhecidas coletivamente como SPT0311-58, foram originalmente identificadas como uma única fonte pelo South Pole Telescope. Estas primeiras observações indicavam que o objeto estava muito distante e brilhava intensamente no infravermelho, o que significava que era extremamente poeirento e provavelmente passava por um surto de formação estelar. Observações subsequentes com o ALMA revelaram a distância e a natureza dupla do objeto, resolvendo claramente o par de galáxias em interação.

Para fazer esta observação, o ALMA teve a ajuda de uma lente gravitacional, que lhe forneceu um impulso de observação. As lentes gravitacionais formam-se quando um objeto massivo interveniente, como uma galáxia ou um aglomerado galáctico, curva a luz de galáxias ainda mais distantes. No entanto, distorcem a aparência do objeto de estudo, exigindo modelos de computador sofisticados para reconstruir a imagem como pareceria no seu estado inalterado.

Este processo de deconvolução forneceu detalhes intrigantes sobre as galáxias, mostrando que a maior das duas está formando estrelas a um ritmo de 2.900 massas solares por ano. Também contém cerca de 270 bilhões de vezes a massa do nosso Sol em gás e quase 3 bilhões de vezes a massa do Sol em poeira. É uma quantidade enorme de poeira, considerando a idade jovem do sistema.

Os astrônomos determinaram que a rápida formação estelar desta galáxia foi provavelmente desencadeada por um encontro próximo com a sua companheira ligeiramente menor, que já contém aproximadamente 35 bilhões de massas solares em conteúdo estelar e está aumentando a sua taxa de formação de estrelas a um ritmo vertiginoso de 540 massas solares por ano.

Os pesquisadores observam que as galáxias desta época são mais "desarrumadas" do que as que vemos no Universo próximo. As suas formas mais desorganizadas seriam devidas aos vastos reservatórios de gás que "chove" sobre elas e às interações e fusões contínuas com as vizinhas.

As novas observações também permitiram inferir a presença de um halo verdadeiramente massivo de matéria escura ao redor de ambas as galáxias. A matéria escura fornece a atração gravitacional que faz com que o Universo colapse em estruturas (galáxias, grupos e aglomerados de galáxias, etc.).

Através da comparação dos seus cálculos com as previsões cosmológicas atuais foi descoberto que este halo é um dos maiores que deverá ter existido naquela momento.

As próximas observações ALMA deverá ajudar a entender quão rápido estas galáxias se juntaram e melhorar a compreensão da formação de galáxias massivas durante a reionização.

Os resultados foram divulgados na revista Nature.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory