Glória na escuridão

Nesta imagem de grande angular vemos uma nuvem escura de poeira cósmica, iluminada pela luz brilhante de estrelas jovens.

© ESO/VST (Lupus 3)

Esta nuvem densa é na realidade uma região de formação estelar chamada Lupus 3, onde estrelas extremamente quentes nascem a partir de massas de gás e poeira que estão colapsando. Esta imagem foi criada a partir de dados obtidos com o VLT Survey Telescope (VST) e com o telescópio MPG/ESO, tratando-se da imagem mais detalhada desta região obtida até hoje.

A região de formação estelar Lupus 3 situa-se na constelação do Escorpião, a apenas 600 anos-luz de distância da Terra. Faz parte de um complexo maior chamado Nuvens de Lupus, que retiram o seu nome da constelação adjacente do Lobo. As nuvens fazem lembrar fumaça ondulando contra um fundo de milhões de estrelas, no entanto o objeto é efetivamente uma nebulosa escura.

As nebulosas são enormes quantidades de gás e poeira situadas entre as estrelas, algumas prolongando-se ao longo de centenas de anos-luz. Apesar de muitas nebulosas se encontrarem completamente iluminadas pela intensa luz emitida por estrelas quentes, as nebulosas escuras envolvem a luz dos objetos celestes que se encontram dentro delas. São também conhecidas por nebulosas de absorção, uma vez que são constituídas por partículas de poeira densa e fria, que absorvem e dispersam a luz que passa através da nuvem.

Nebulosas escuras famosas incluem a Nebulosa Saco de Carvão e a Grande Fissura, que são suficientemente grandes para poderem ser vistas a olho nu, apresentando-se particularmente escuras contra o brilho da Via Láctea.

A Lupus 3 apresenta uma forma irregular, como uma cobra disforme que passeia pelo céu. Nesta imagem aparece-nos como uma região de contrastes, com trilhos escuros espessos colocados contra o brilho intenso das estrelas azuis resplandecentes situadas no centro. Tal como a maioria das nebulosas escuras, a Lupus 3 é uma região de formação estelar ativa, composta essencialmente por protoestrelas e estrelas muito jovens. Perturbações próximas podem fazer com que caroços mais densos da nebulosa se contraiam sob a sua própria gravidade, tornando-se quentes e com pressão elevada durante o processo. Eventualmente, das condições extremas destes núcleos em colapso, formam-se protoestrelas.

As duas estrelas brilhantes no centro da imagem sofreram este processo. No início das suas vidas, a luz que emitiam foi praticamente toda bloqueada pelo espesso véu da sua nebulosa hospedeira, sendo visíveis apenas com telescópios infravermelhos ou rádio. No entanto, à medida que cresciam tornando-se mais quentes e brilhantes, a sua intensa luz e fortes ventos estelares varreram o gás e a poeira da área ao redor, permitindo assim a sua emersão gloriosa da maternidade escura, e brilhando agora intensamente.

Entender as nebulosas é crucial para compreendermos os processos de formação estelar, efetivamente, pensa-se que o Sol se formou numa região de formação estelar muito semelhante a Lupus 3, há mais de 4 bilhões de anos atrás. Sendo uma das maternidades estelares mais próxima de nós, Lupus 3 tem sido objeto de muitos estudos; em 2013 o telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, instalado no Observatório de La Silla do ESO no Chile, capturou uma imagem menor das suas colunas escuras semelhantes a fumaça e das suas estrelas brilhantes, veja: Luz vinda da escuridão.

Fonte: ESO

Imagens mais nítidas obtidas com a câmera infravermelha do VLT

O Very Large Telescope VLT do ESO tem agora um segundo instrumento trabalhando com a poderosa Infraestrutura de Óptica Adaptativa (AOF).

© ESO/VLT/HAWK-I (região da Nebulosa da Tarântula)

O instrumento infravermelho HAWK-I (High Acuity Wide-field K-band Imager) vai a partir de agora poder beneficiar de imagens mais nítidas e tempos de exposição mais curtos, após a sua integração bem sucedida com a AOF, na sequência da primeira integração desta infraestrutura com o MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer). O comprimento de onda infravermelho permite observar além do gás e poeira interestelares, os quais bloqueiam a luz visível.

A AOF é um projeto de longa duração que está praticamente no final. Pretende fornecer correções de óptica adaptativa a todos os instrumentos montados num dos Telescópios Principais do Very Large Telescope (UT4, também conhecido por Yepun).

A óptica adaptativa trabalha no sentido de compensar os efeitos de distorção da atmosfera terrestre sobre as imagens obtidas. Este melhoramento permite agora ao HAWK-I obter imagens mais nítidas, necessitando também de menores tempos de exposição para obter os mesmos resultados que anteriormente. Ao usar a AOF, os astrônomos podem agora obter boa qualidade de imagem com o HAWK-I, mesmo quando as condições atmosféricas não são perfeitas.

Na sequência de uma série de testes sobre o novo sistema, a equipe de astrônomos e engenheiros foi recompensada com uma quantidade de imagens espetaculares, incluindo uma da região de formação estelar da Nebulosa da Tarântula na Grande Nuvem de Magalhães.

A AOF, responsável por estas observações, é composta por muitas partes que trabalham em conjunto, incluindo a Infraestrutura de Quatro Estrelas Guia Laser (4LGSF) e o espelho secundário deformável muito fino do UT4, o qual é capaz de alterar a sua forma. Com apenas 1 metro de diâmetro, trata-se do maior espelho de óptica adaptativa em operação no mundo, o que requer tecnologia de vanguarda para o seu funcionamento. O espelho foi montado no UT4 em 2016, substituindo o espelho secundário convencional original do telescópio. Foram desenvolvidas e estão agora em operação outras ferramentas que optimizam as operações da AOF, incluindo uma extensão do software Astronomical Site Monitor, que monitora a atmosfera com o intuito de determinar a altitude na qual está ocorrendo a turbulência e o LTCS (Laser Traffic Control System) que evita que outros telescópios observem na direção dos raios laser ou imagens formadas por eles na atmosfera, o que pode afetar as suas observações. A 4LGSF emite quatro raios laser de 22 watts para o céu, fazendo com que os átomos de sódio situados na atmosfera superior brilhem intensamente, formando assim estrelas guia artificiais.

Os sensores do módulo de óptica adaptativa GRAAL (GRound layer Adaptive optics Assisted by Lasers) usam estas estrelas guia artificiais para determinar as condições atmosféricas. O sistema AOF calcula mil vezes por segundo a correção que deve ser aplicada ao espelho secundário deformável do telescópio de modo a compensar os distúrbios atmosféricos.

O GRAAL corrige a turbulência na camada atmosférica até 500 metros por cima do telescópio, a camada base. Dependendo das condições, a turbulência atmosférica pode ocorrer a qualquer altitude, mas estudos mostraram que a maior parte dos distúrbios ocorrem precisamente na camada base da atmosfera.

As correções aplicadas pela AOF melhoram rápida e continuamente a qualidade da imagem ao concentrarem a luz para formar imagens mais nítidas, permitindo assim ao HAWK-I resolver detalhes mais finos e detectar estrelas mais fracas do que o que era possível anteriormente.

O MUSE e o HAWK-I não são os únicos instrumentos que beneficiarão da AOF; no futuro, o novo instrumento ERIS será também instalado no VLT. A AOF é um precursor de óptica adaptativa para a Extremely Large Telescope (ELT) do ESO.

Fonte: ESO

Uma gêmea quase idêntica da Via Láctea

Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra uma galáxia espiral conhecida como NGC 7331.

© Hubble/D. Milisavljevic (NGC 7331)

Registrada pela primeira vez, pelo prolífico caçador de galáxia William Herschel em 1784, a galáxia NGC 7331 está localizada a cerca de 45 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Pegasus. Ela se apresenta parcialmente de frente para nós, mostrando seus braços que giram como um redemoinho ao redor da região central brilhante.

Os astrônomos obtiveram esta imagem usando a Wide Field Camera 3 (WFC3) do Hubble, enquanto observavam uma extraordinária estrela que explodia, uma supernova, que ainda pode ser vista como um pequeno ponto vermelho perto do núcleo central amarelado da galáxia. Denominada de SN2014C, ela evoluiu rapidamente a partir de uma supernova contendo muito pouco hidrogênio para uma rica em hidrogênio, em apenas um ano. Esta metamorfose raramente observada foi luminosa em altas energias e forneceu uma visão única das fases finais mal compreendidas das estrelas massivas.

A NGC 7331 é semelhante em tamanho, forma e massa com a Via Láctea. Ele também tem uma taxa de formação de estrelas comparável, hospeda um número similar de estrelas, tem um buraco negro supermassivo central e braços espirais parecidos. A principal diferença entre estas galáxias é que a NGC 7331 é uma galáxia espiral não barrada, ou seja, ela não tem um barra de estrelas, gás e poeira que corta seu núcleo, como acontece com a Via Láctea. Seu bulbo central também exibe um padrão de rotação peculiar e incomum, girando na direção oposta ao próprio disco galáctico.

Ao estudar galáxias semelhantes, realizamos um espelho científico permitindo-nos construir uma melhor compreensão do nosso ambiente galáctico que nem sempre podemos observar, e do comportamento galáctico e da evolução da galáxias como um todo.

Fonte: ESA

Um diamante bruto

Deixe seus olhos semiabertos, ou talvez não consiga ver!

© ESO/M. Bellazzini (Galáxia Anã Irregular do Sagitário)

Bem no centro desta imagem, obtida com o instrumento VIMOS montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, podemos ver a forma azul tênue e turva de uma galáxia distante chamada Galáxia Anã Irregular do Sagitário.

Descoberta em 1977 com o telescópio Schmidt de 1 metro instalado no Observatório de La Silla do ESO, a galáxia anã de forma irregular situa-se a aproximadamente 3 milhões de anos-luz de distância na constelação do Sagitário. Trata-se da galáxia mais distante pertencente ao Grupo Local de galáxias, do qual a Via Láctea faz parte.

Ao contrário das galáxias normais, as galáxias anãs são tipicamente menores, abrigando um número relativamente pequeno de estrelas. A atração gravitacional de galáxias próximas distorcem frequentemente as formas em disco ou esféricas destas frágeis galáxias; este processo pode aliás ser responsável pela forma ligeiramente retangular desta galáxia anã.

Fonte: ESO

Descobertas evidências de fortes ventos perto de buracos negros

Uma nova pesquisa mostra a primeira evidência de ventos fortes em torno de buracos negros ao longo de eventos explosivos e brilhantes nos quais os buracos negros consomem massa rapidamente.

© NASA/A. Simmonet (ilustração de ventos fortes ao redor de um buraco negro de massa estelar)

O estudo lança nova luz sobre o modo como a massa é transferida para os buracos negros e como podem afetar o ambiente ao seu redor.

"Os ventos devem expelir uma grande fração da matéria que um buraco negro podia comer," comenta Bailey Tetarenko, estudante de doutoramento da Universidade de Alberta.  "Num dos nossos modelos, os ventos removeram 80% da potencial refeição do buraco negro."

Os pesquisadores ao examinarem 20 anos de dados de três agências espaciais internacionais, usando novas técnicas estatísticas para estudar explosões oriundas de sistemas binários de raios X compostos por buracos negros de massa estelar. Viram evidências de ventos consistentes e fortes em torno de buracos negros durante as explosões. Até agora, os ventos fortes só haviam sido vistos em partes limitadas destes eventos. Também observaram que os buracos negros de massa estelar têm a capacidade de consumir tudo até um raio de 3 a 150 km, dependendo do seu tamanho.

Então, o que exatamente provoca estes ventos no espaço? Por enquanto, continua um mistério.

Pensa-se que os campos magnéticos desempenham uma função fundamental. Mas é necessário investigar muito mais para compreender estes ventos.

Um artigo do estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: University of Alberta

Tempestades de poeira ligadas à fuga atmosférica de Marte

Alguns especialistas em Marte estão ansiosos e otimistas para que uma tempestade de poeira, este ano, cresça tanto que seja capaz de escurecer os céus em todo o Planeta Vermelho. Este maior fenômeno no ambiente moderno de Marte poderá ser examinado como nunca antes, usando a combinação de naves atualmente em órbita.

© NASA/JPL-Caltech (tempestades de areia em Marte)

Duas imagens obtidas em 2001, pelo orbitador Mars Global Surveyor da NASA, que mostram uma mudança dramática na aparência do planeta quando neblina levantada por atividade de tempestades de areia no sul se tornou distribuída globalmente. As imagens foram obtidas com um mês de separação.

Um estudo com base em observações da sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) da NASA, obtidas durante a mais recente tempestade global de poeira marciana, em 2007, sugere que estas tempestades desempenham um papel no processo contínuo de escape de gás no topo da atmosfera de Marte. Este processo transformou há muito tempo o Marte antigo, mais quente e mais úmido no Marte gelado e árido de hoje.

"Descobrimos que há um aumento no vapor de água na atmosfera média em ligação com as tempestades de areia," afirma Nicholas Heavens da Universidade de Hampton. "O vapor de água é transportado com a mesma massa de ar que sobe com a poeira."

Uma ligação entre a presença de vapor de água na atmosfera média de Marte, aproximadamente entre 50 e 100 km de altura, e a fuga de hidrogênio do topo da atmosfera já tinha sido detectada pelo telescópio espacial Hubble da NASA e pela sonda Mars Express da ESA, mas principalmente em anos sem as mudanças dramáticas produzidas por uma tempestade global de areia. A missão MAVEN da NASA chegou a Marte em 2014 para estudar o processo de escape atmosférico.

Nem todos os observadores de Marte estão entusiasmados com a ideia de uma tempestade global de poeira, que pode afetar negativamente as missões em curso. Por exemplo: o Opportunity, um rover movido a energia solar, teria que entrar em modo poupança de energia; os parâmetros do futuro "lander" InSight teriam que ser ajustados para uma entrada, descida e aterragem segura em novembro; e todas as câmaras nos rovers e orbitadores teriam que lidar com a baixa visibilidade.

Décadas de observações de Marte documentam um padrão de múltiplas tempestades regionais de poeira que surgem durante a primavera e durante o verão no hemisfério norte. Na maioria dos anos marcianos, que são quase duas vezes mais longos que os anos terrestres, todas as tempestades regionais se dissipam e nenhuma cresce até uma tempestade global. Mas tais expansões ocorreram em 1977, 1982, 1994, 2001 e 2007. A próxima temporada de tempestades marcianas de poeira deverá começar este verão e durar até ao início de 2019.

O instrumento MCS (Mars Climate Sounder) a bordo da MRO pode examinar a atmosfera para detectar diretamente partículas de poeira e gelo e pode, indiretamente, detectar concentrações de vapor de água a partir dos seus efeitos na temperatura. Os pesquisadores relatam que os dados do instrumento mostram ligeiros aumentos no vapor de água presente na atmosfera média durante tempestades regionais de poeira e revelam um salto acentuado na altitude alcançada pelo vapor de água durante a tempestade global de poeira de 2007. Usando métodos de análise recentemente refinados para os dados de 2007, os cientistas descobriram um aumento no vapor de água superior a 100 vezes na atmosfera média durante esta tempestade global.

Antes da MAVEN alcançar Marte, muitos cientistas esperavam ver uma perda de hidrogênio no topo da atmosfera a um ritmo bastante estável, com variações ligadas às mudanças no fluxo de partículas carregadas do vento solar. Os dados da MAVEN e da Mars Express não encaixam neste modelo, mostrando ao invés um padrão que parece mais relacionado com as estações marcianas do que com a atividade solar. Os pesquisadores indicam a elevação do vapor de água, até maiores altitudes, pelas tempestades de areia, como a chave provável para o padrão sazonal no escape do hidrogênio no topo da atmosfera. As observações da MAVEN durante os efeitos mais fortes de uma tempestade global de poeira podem aumentar a compreensão da sua possível ligação com a fuga de gás da atmosfera.

Um artigo deste estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Fusão de estrelas de nêutrons mostra padrão inesperado

O brilho de uma distante fusão de estrelas de nêutrons, detectada no passado mês de agosto, continuou aumentando, para a surpresa dos astrofísicos que estudam as consequências da gigantesca colisão que ocorreu a aproximadamente 138 milhões de anos-luz de distância e emitiu ondas gravitacionais pelo Universo.

© NASA/Chandra/McGill/J. Ruan (ondas gravitacionais da fusão de duas estrelas de nêutrons)

As imagens mostram a fonte de ondas gravitacionais GW170817 em raios X, produzida pela fusão de duas estrelas de nêutrons. A imagem da esquerda é a soma das observações com o observatório de raios X Chandra da NASA, obtidas no final de agosto e início de setembro, e a imagem da direita é a soma das observações do Chandra obtidas no início de dezembro. Tornou-se cerca de 4 vezes mais brilhante ao longo de três meses. O evento teve lugar na galáxia NGC 4993, cujo centro também pode ser visto nas imagens. GW170817 foi observado pela primeira vez no dia 17 de agosto de 2017.

Novas observações com o observatório de raios X Chandra indicam que a explosão de raios gama desencadeada pela colisão é mais complexa do que os cientistas imaginaram inicialmente.

"Geralmente, quando vemos uma pequena explosão de raios gama, a emissão de jatos aqui gerada fica mais brilhante durante um curto período de tempo enquanto colide com o meio circundante, e depois desaparece quando o sistema para de injetar energia no fluxo," comenta Daryl Haggard, astrofísico da Universidade McGill.

Os novos dados podem ser explicados usando modelos mais complicados para os remanescentes da fusão de estrelas de nêutrons. Uma possibilidade: a fusão lançou um jato que chocou e aqueceu os detritos gasosos circundantes, criando um "casulo" quente em torno do jato que brilhou em raios X e rádio durante meses.

As observações de raios X encaixam com os dados de ondas rádio divulgados o mês passado por outra equipe de cientistas que descobriu que estas emissões da colisão também continuaram aumentando de brilho ao longo do tempo.

Enquanto os radiotelescópios foram capazes de monitorar o pós-brilho, os observatórios ópticos e de raios X não conseguiram observar durante cerca de três meses porque durante este período o local do evento, no céu, estava demasiado perto do Sol.

"Quando a fonte surgiu daquele ponto cego no céu no início de dezembro, a nossa equipe do Chandra aproveitou logo a oportunidade para ver o que estava acontecendo," comenta John Ruan, pesquisador de pós-doutorado do Instituto Espacial McGill.

Este padrão inesperado desencadeou uma corrida, entre os astrônomos, para entender a física que alimenta a emissão. A fusão entre as duas estrelas de nêutrons foi detectada pela primeira vez no dia 17 de agosto pela experiência LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory). O detector europeu, Virgo, e cerca de 70 observatórios terrestres e espaciais ajudaram a confirmar a descoberta.

A descoberta abriu uma nova era na astronomia. Assinala a primeira vez que os cientistas foram capazes de observar um evento cósmico tanto no espectro eletromagnético, a base da astronomia tradicional, como em ondas gravitacionais, ondulações no espaço-tempo previstas há um século pela teoria geral da relatividade de Albert Einstein. Pensa-se que as fusões das estrelas de nêutrons, que estão entre os objetos mais densos do Universo, sejam responsáveis por produzir elementos pesados, como ouro, platina e prata.

A pesquisa foi divulgada na revista Astrophysical Journal Letters.

Fonte: McGill University

Estudando o Sol através do movimento de Mercúrio

As órbitas dos planetas no nosso Sistema Solar estão alargando. Isto acontece porque a força gravitacional do Sol vai gradualmente enfraquecendo à medida que envelhece e perde massa.

© NASA/SDO (Mercúrio próximo do Sol)

Agora, uma equipe de cientistas da NASA e do MIT (Massachusetts Institute of Technology) mediram indiretamente esta perda de massa e outros parâmetros solares, observando mudanças na órbita de Mercúrio.

Os novos valores melhoram as previsões anteriores, reduzindo a quantidade de incerteza. Isto é especialmente importante para o ritmo da perda de massa solar, porque está relacionado com a estabilidade de G, a constante gravitacional. Embora G seja considerado um número fixo, a questão de saber se é realmente constante é ainda fundamental na física.

"Mercúrio é o objeto de teste perfeito para as nossas experiências porque é tão sensível ao efeito gravitacional e à atividade do Sol," comenta Antonio Genova, pesquisador do MIT que trabalha no Goddard Space Flight Center da NASA.

O estudo começou por melhorar as efemérides cartográficas de Mercúrio, o mapa da posição do planeta no nosso céu ao longo do tempo. Para isso, a equipe baseou-se em dados de rastreamento de rádio que monitoraram a localização da sonda MESSENGER (Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry, and Ranging) da NASA enquanto a missão estava ativa. A nave robótica fez três voos rasantes por Mercúrio em 2008 e 2009 e orbitou o planeta entre março de 2011 e abril de 2015. Os cientistas analisaram mudanças sutis no movimento de Mercúrio como forma de aprender mais sobre o Sol e como os seus parâmetros físicos influenciam a órbita do planeta.

Durante séculos, os cientistas estudaram o movimento de Mercúrio, prestando especial atenção ao seu periélio (ponto orbital mais próximo do Sol). As observações há muito que revelaram que o periélio muda ao longo do tempo, movimento a que chamamos precessão. Embora as forças gravitacionais de outros planetas representem a maior parte da precessão de Mercúrio, não contabilizam 100%.

A segunda maior contribuição vem da deformação do espaço-tempo em torno do Sol devido à própria gravidade da estrela, agora coberta pela teoria da relatividade geral de Einstein. O sucesso da relatividade geral em explicar a maior parte da precessão restante de Mercúrio ajudou a persuadir os cientistas de que a teoria de Einstein estava correta.

Outras contribuições, muito menores, são atribuídas à estrutura e à dinâmica do interior do Sol. Uma destas é o achatamento do Sol, uma medida do seu bojo no meio em vez de ser uma esfera perfeita. Os pesquisadores obtiveram uma estimativa melhorada do achatamento que é consistente com outros tipos de estudos.

Os cientistas foram capazes de separar alguns dos parâmetros solares dos efeitos relativistas, algo não alcançado em estudos anteriores que se basearam em dados de efemérides. A equipe desenvolveu uma técnica inovadora que simultaneamente estimou e integrou as órbitas tanto da MESSENGER como de Mercúrio, levando a uma solução abrangente que inclui quantidades relacionadas com a evolução do interior do Sol e com efeitos relativistas.

A nova estimativa da equipe, para a taxa de perda de massa solar, representa uma das primeiras vezes que este valor foi restringido com base em observações e não em cálculos teóricos. A partir do trabalho teórico, os cientistas previram anteriormente uma perda de um-décimo de 1% da massa do Sol ao longo de 10 bilhões de anos; é o suficiente para reduzir a atração gravitacional de uma estrela e permitir com que as órbitas dos planetas aumentem cerca de 1,5 centímetros, por ano, por UA (unidade astronômica, a distância entre a Terra e o Sol aproximadamente 150 milhões de quilômetros).

O novo valor é ligeiramente inferior às previsões anteriores, mas tem menos incerteza. Isso tornou possível que a equipe melhorasse a estabilidade de G por um fator de 10, em comparação com os valores derivados de estudos do movimento da Lua.

"O estudo demonstra como as medições das alterações nas órbitas planetárias muda ao longo do Sistema Solar e abre a possibilidade de descobertas futuras sobre a natureza do Sol e dos planetas e, de fato, sobre o funcionamento básico do Universo," afirma Maria Zuber, vice-presidente de pesquisa no MIT.

O estudo foi publicado na Nature Communications.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Quão massivas podem ser as estrelas de nêutrons?

Desde a sua descoberta na década de 1960, que os cientistas procuram responder a uma questão importante: quão massivas podem as estrelas de nêutrons se tornar?

© Universidade Goethe (emissão de uma onda gravitacional a partir de uma estrela em colapso)

Contrastando com os buracos negros, estas estrelas não podem ganhar massa arbitrariamente; após um certo limite, não há força física na natureza que possa contrariar a sua enorme força gravitacional. Pela primeira vez, astrofísicos da Universidade Goethe de Frankfurt conseguiram calcular um limite superior rigoroso para a massa máxima das estrelas de nêutrons.

Com um raio de aproximadamente doze quilômetros e uma massa que pode ser o dobro da do Sol, as estrelas de nêutrons estão entre os objetos mais densos do Universo, produzindo campos gravitacionais comparáveis aos dos buracos negros. Apesar da maioria das estrelas de nêutrons ter uma massa que ronda os 1,4 sóis, também conhecemos exemplos massivos, como o pulsar PSR J0348+0432 com 2,01 vezes a massa do Sol.

A densidade destas estrelas é enorme, como se os Himalaias fossem comprimidos numa caneca de cerveja. No entanto, há indicações de que uma estrela de nêutrons com uma massa máxima colapsaria para um buraco negro, mesmo se fosse adicionado um único nêutron.

Juntamente com os seus alunos Elias Most e Lukas Weih, o professor Luciano Rezzolla, físico do Instituto de Estudos Avançados de Frankfurt e professor de Astrofísica Teórica da Universidade Goethe de Frankfurt, resolveu o problema que permanecia sem resposta há 40 anos: com uma precisão de apenas alguns pontos percentuais, a massa máxima das estrelas de nêutrons não-giratórias não pode exceder as 2,16 massas solares.

A base deste resultado foi a abordagem de "relações universais" desenvolvida em Frankfurt há alguns anos. A existência de "relações universais" implica que praticamente todas as estrelas de nêutrons sejam "parecidas umas com as outras," o que significa que as suas propriedades podem ser expressas em termos de quantidades adimensionais. Os pesquisadores combinaram estas "relações universais" com dados de sinais de ondas gravitacionais e a subsequente radiação eletromagnética (quilonova) obtida durante a observação, o ano passado, da fusão de duas estrelas de nêutrons no quadro da experiência LIGO. Isto simplifica tremendamente os cálculos porque os torna independentes da equação de estado. Esta equação é um modelo teórico para descrever a matéria densa dentro de uma estrela que fornece informações sobre a sua composição a várias profundidades. Esta relação universal, portanto, desempenhou um papel essencial na definição da nova massa máxima.

Espera-se que a astronomia de ondas gravitacionais observe mais eventos deste gênero no futuro próximo, tanto em termos de sinais de ondas gravitacionais como nas mais tradicionais faixas de frequências. Isto reduzirá ainda mais as incertezas da massa máxima e levará a uma melhor compreensão da matéria em condições extremas. Isto será simulado em aceleradores de partículas modernos, por exemplo no CERN na Suíça ou nas instalações FAIR na Alemanha.

Os resultados da pesquisa foram publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Goethe-Universität

Teoria da evolução estelar é desafiada

Um estudo de dados obtidos pelo telescópio espacial Kepler poderá desafiar a teoria da evolução estelar.

© Stéphane Charpinet (cartografia da estrutura estelar)

Os pesquisadores mapearam o interior de uma anã branca pulsante com precisão, como se a estrela tivesse sido cortada em seções transversais para estudar a sua composição. O mapa mostrou que as vibrações da estrela às vezes chegam até ao centro.

As anãs brancas são os remanescentes dos núcleos de quase 97% das estrelas no Universo. À medida que as estrelas morrem lentamente, arrefecendo inexoravelmente sob a forma de anãs brancas, sofrem períodos de instabilidade durante os quais vibram. Estes sismos estelares são a chave para ver diretamente o próprio interior destes remanescentes estelares.

A uma distância de 1.375 anos-luz da Terra, a luz que a anã branca KIC08626021, uma estrela com mais ou menos o tamanho da Terra, emite é quase invisível aos telescópios no solo. O telescópio espacial Kepler, no entanto, pode focar-se nela durante um período prolongado, resultando em imagens significativamente mais detalhadas.

O objetivo inicial dos astrônomos era verificar uma teoria sobre esta fase final do ciclo de vida de uma estrela. A teoria mostrou-se correta, mas as observações da equipe levaram a uma série de descobertas surpreendentes.

Ao examinar a estrela, localizada na fronteira das constelações de Cisne e Lira, os pesquisadores descobriram que o seu núcleo de carbono e oxigênio era duas vezes maior do que o previsto pela teoria. Esta é uma grande descoberta que forçará a reavaliação de como as estrelas morrem.

Embora KIC08626021 seja a primeira anã branca pulsante identificada pelo telescópio espacial Kepler, já foram descobertas aproximadamente outras 60.

Esta é uma grande descoberta que forçará a reavaliação de como as estrelas morrem.

Um artigo sobre a descoberta foi publicado na revista Nature.

Fonte: Université de Liège

Comportamento estranho de estrela revela buraco negro solitário

Uma estrela está comportando-se de forma muito estranha num aglomerado estelar gigante.

© ESO/L. Calçada (ilustração de sistema binário com um buraco negro)

A estrela parece orbitar um buraco negro invisível com cerca de quatro vezes a massa do Sol, o primeiro buraco negro inativo de massa estelar a ser encontrado num aglomerado globular e o primeiro descoberto diretamente através da detecção do seu efeito gravitacional. Esta importante descoberta tem um forte impacto na nossa compreensão da formação destes aglomerados estelares, buracos negros e origem de eventos de ondas gravitacionais.

Os aglomerados estelares globulares são enormes esferas de dezenas de milhares de estrelas que orbitam a maioria das galáxias. Estes objetos encontram-se entre os sistemas estelares mais velhos conhecidos no Universo, datando do início da formação e evolução galáctica. Atualmente, conhecem-se mais de 150 destes aglomerados pertencentes à Via Láctea.

Um deles em particular, chamado NGC 3201 e situado na constelação austral da Vela, foi agora estudado com o auxílio do instrumento MUSE, montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile. Uma equipe internacional de astrônomos descobriu que uma das estrelas do NGC 3201 está sendo lançada para trás e para a frente com uma velocidade de várias centenas de milhares de km por hora, num ciclo que se repete a cada 167 dias. A estrela descoberta está na fase final da sequência principal. Tendo queimado já todo o seu hidrogênio em seu centro, está agora a caminho de se tornar uma gigante vermelha.

© Hubble (aglomerado estelar globular NGC 3201)

A relação entre buracos negros e aglomerados globulares é importante, mas misteriosa. Devido à sua grande massa e idade elevada, pensa-se que estes aglomerados deram origem a um elevado número de buracos negros estelares, formados quando estrelas massivas em seu interior explodiram e colapsaram ao longo da longa vida do aglomerado.

Na ausência de formação estelar contínua, como é o caso dos aglomerados globulares, os buracos negros de massa estelar tornam-se rapidamente os objetos mais massivos presentes. Geralmente, os buracos negros estelares em aglomerados globulares são cerca de quatro vezes mais massivos que as estrelas de baixa massa que os rodeiam. Teorias recentes concluíram que os buracos negros formam um núcleo denso no centro do aglomerado, o qual se separa depois do resto do material globular. Pensa-se por isso que movimentos no centro do aglomerado ejetem a maioria dos buracos negros, o que significa que apenas alguns sobrevivem após um bilhão de anos.

Os buracos negros estelares formam-se quando estrelas massivas morrem, colapsando sob a sua própria gravidade e explodindo sob a forma de poderosas hipernovas. Para trás fica um buraco negro com a maior parte da massa da estrela original.

O instrumento MUSE do ESO deu aos astrônomos a capacidade única de medir os movimentos de milhares de estrelas distantes simultaneamente. Deste modo, a equipe conseguiu detectar pela primeira vez um buraco negro inativo no coração de um aglomerado globular, ou seja, um buraco negro que não está atualmente “engolindo” matéria e não se encontra rodeado por um disco brilhante de gás. A equipe conseguiu estimar a massa do buraco negro a partir dos movimentos da estrela que se encontra sobre a influência da sua enorme atração gravitacional. Como a luz não consegue escapar dos buracos negros devido à enorme gravidade destes objetos, o método principal de detecção de buracos negros é através de observações de ondas de rádio e raios X emitida pelo material quente que os rodeia. No entanto, quando um buraco negro não se encontra interagindo com matéria quente e portanto não acumula massa ou emite radiação, encontra-se inativo e invisível, sendo por isso necessário aplicar outro método de detecção.

Através das propriedades observadas, determinou-se que a estrela tem cerca de 0,8 vezes a massa do nosso Sol e calculou-se que a massa do seu misterioso companheiro é cerca de 4,36 vezes a massa solar, o que faz dele quase com certeza um buraco negro.

Uma vez que o objeto não luminoso neste sistema binário não pode ser observado diretamente, existem explicações alternativas, se bem que menos plausíveis, para o que poderá ser. Por exemplo, poderia talvez ser um sistema estelar triplo composto de duas estrelas de nêutrons fortemente ligadas, com a estrela observada orbitando em torno destas. Este cenário requereria que cada uma das estrelas fortemente ligadas tivesse pelo menos duas vezes a massa do Sol, um sistema binário que nunca foi observado até agora.

Detecções recentes de fontes rádio e raios X em aglomerados globulares, assim como a detecção de 2016 de sinais de ondas gravitacionais produzidas pela fusão de dois buracos negros de massa estelar, sugerem que estes buracos negros relativamente pequenos podem ser mais comuns em aglomerados globulares do que o que se pensava anteriormente.

Até há pouco tempo, assumia-se que quase todos os buracos negros desapareceriam dos aglomerados globulares após um curto período e que sistemas como este não deveriam sequer existir. Esta descoberta possibilita entender melhor a formação dos aglomerados globulares e a evolução de buracos negros e sistemas binários, aspectos vitais para a compreensão das fontes de ondas gravitacionais.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “A detached stellar-mass black hole candidate in the globular cluster NGC 3201”, de B. Giesers et al., que será publicado na revista especializada Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Uma das galáxias mais distantes jamais observadas

Uma pesquisa intensiva e profunda do Universo, pelos telescópios espaciais Hubble e Spitzer, forneceu a proverbial agulha-num-palheiro: a galáxia mais distante alguma vez vista numa imagem esticada e ampliada pelo fenômeno de lente gravitacional.

© STScI/B. Salmon (aglomerado de galáxias SPT-CL J0615-5746)

A galáxia embrionária, chamada SPT0615-JD, existiu quando o Universo tinha apenas 500 milhões de anos. Embora já tenham sido observadas algumas outras galáxias primitivas desta época, parecem-se essencialmente com pontos vermelhos, dado o seu pequeno tamanho e distâncias tremendas.

No entanto, neste caso o campo gravitacional de um aglomerado de galáxias massivo em primeiro plano, chamado SPT-CL J0615-5746, não só ampliou a luz da galáxia de fundo como também maculou a imagem num arco (cerca de 2 segundos de arco).

A análise da imagem mostra que a galáxia possui mais de 3 bilhões de massas solares (aproximadamente 1/100 da massa da Via Láctea totalmente cultivada). São menos de 2.500 anos-luz, a metade do tamanho da Pequena Nuvem de Magalhães, uma galáxia via satélite da Via Láctea. O objeto é considerado prototípico de galáxias jovens que surgiram durante a época logo após o Big Bang.

Nenhum outro candidato a galáxia foi encontrado a uma distância tão grande e que ao mesmo tempo também fornece informações sobre o tamanho e massa do astro embrionário.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Anãs marrons por todo o lado

Num levantamento profundo e sem precedentes em busca de objetos pequenos e fracos na Nebulosa de Órion, os astrônomos usaram o telescópio espacial Hubble para descobrir a maior população, até agora, de anãs marrons salpicadas entre estrelas recém-nascidas.

© STScI/G. Strampelli (anãs marrons na Nebulosa de Órion)

As anãs marrons são mais massivas que os planetas, mas demasiado pequenas para produzir energia como as estrelas. As anãs marrons fornecem pistas importantes para entender como as estrelas e os planetas se formam, e podem estar entre os objetos mais comuns na nossa Galáxia. Foi identificada a presença de água nas atmosferas das anãs marrons, atmosferas estas tão frias que possibilitam a formação de vapor de água. A água é uma clara assinatura de objetos subestelares. A assinatura da água não pode ser facilmente vista da Terra, devido aos efeitos absorventes do vapor de água na nossa própria atmosfera.

Cada símbolo na imagem identifica um par de objetos, que podem ser vistos no centro do símbolo como um único ponto de luz. Técnicas especiais de processamento de imagem foram usadas para separar a luz das estrelas em um par de objetos. O círculo interno mais espesso representa o corpo primário, e o círculo externo mais fino indica o companheiro. Os círculos são codificados por cores: vermelho para um planeta; laranja para uma anã marrom; e amarelo para uma estrela. Localizado no canto superior esquerdo está um par de planetas na ausência de uma estrela progenitora. No meio do lado direito há um par de anãs marrons. A porção da Nebulosa de Órion mede aproximadamente 4 por 3 anos-luz.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Descoberto sistema multiplanetário

Na sua busca por exoplanetas o telescópio Kepler da NASA trilha atrás da Terra, medindo o brilho de estrelas que podem abrigar planetas.

© NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (ilustração do sistema K2-138)

No sistema K2-138 a estrela central é ligeiramente menor e mais fria que o nosso Sol. Os cinco planetas conhecidos têm tamanhos que variam entre o da Terra e o de Netuno; o planeta b pode, potencialmente, ser rochoso, mas os planetas c, d, e e f provavelmente contêm grandes quantidades de gelo e gás. Todos os cinco planetas têm períodos orbitais inferiores a 13 dias e são incrivelmente quentes, com temperaturas que variam entre os 420 e 980º C.

O instrumento identifica potenciais planetas em torno de outras estrelas, observando quedas no brilho estelar que ocorrem quando os planetas passam em frente. Normalmente, os programas de computador assinalam as estrelas com estas diminuições de brilho possibilitando observar se realmente podem hospedar um candidato a planeta.

Ao longo dos três anos da missão K2, já foram observadas 287.309 estrelas, e dezenas de milhares mais juntam-se a cada poucos meses. Então, como é que todos estes dados são examinados?

É aqui que entra o projeto de cientistas-cidadão Exoplanet Explorers, desenvolvido pelo astrônomo Ian Crossfield da Universidade da Califórnia em Santa Cruz e pela cientista Jessie Christiansen do Instituto de Tecnologia da Califórnia. O projeto Exoplanet Explorers é hospedado no Zooniverse, uma plataforma online para investigação de contribuição colaborativa.

Pessoas de qualquer lugar podem iniciar sessão e aprender o aspeto real de sinais exoplanetários, e então estudar os dados reais recolhidos pelo telescópio Kepler para votar se um determinado sinal é ou não classificado como um trânsito, ou apenas ruído. Cada sinal de trânsito potencial é observado por um mínimo de 10 pessoas, e cada um precisa de um mínimo de 90% de votos positivos para ser redirecionado para maior caracterização. Usando a profundidade da curva de trânsito e a periodicidade com que aparece é possível fazer estimativas de quão grande é um planeta e de quão perto orbita a sua estrela.

O sistema descoberto é denominado K2-138. Foi observado que os planetas giram em torno da estrela progenitora numa relação matemática interessante chamada ressonância, na qual cada um leva quase exatamente 50% mais tempo para completar uma órbita do que o próximo planeta mais perto da estrela. Os pesquisadores também encontraram um quinto planeta na mesma cadeia de ressonâncias e pistas de um sexto.

Este é o único sistema com uma cadeia de ressonâncias ininterruptas nesta configuração e pode fornecer pistas aos teóricos que procuram desvendar os mistérios da formação e migração planetária.

"A arquitetura orbital deste sistema planetário é uma reminiscência dos satélites galileanos de Júpiter. As comensurabilidades orbitais entre os planetas são fundamentalmente frágeis, de modo que a configuração atual dos planetas do sistema K2-138 aponta claramente para um ambiente de formação planetária laminar," comenta Konstantin Batygin, professor assistente de ciência planetária da Universidade da Cafifórnia, que não esteve envolvido no estudo.

"Algumas teorias atuais sugerem que os planetas se formam por dispersão caótica de rocha e gás e outros materiais nos estágios iniciais da vida do sistema planetário. No entanto, é improvável que estas teorias resultem num sistema tão íntimo e ordeiro, como o de K2-138," realça Christiansen.

O artigo que descreve o sistema foi aceito para publicação na revista The Astronomical Journal.

Fonte: California Institute of Technology

Rigel e a Nebulosa Cabeça da Bruxa

Este rosto estranho brilha no escuro devido à luz das estrelas, evidenciando um perfil torto evocando seu nome popular, a Nebulosa Cabeça da Bruxa.

© Mario Cogo (Rigel e a Nebulosa Cabeça da Bruxa)

Na verdade, este fascinante retrato telescópico dá a impressão de que a bruxa fixou seu olhar na brilhante estrela supergigante de Órion, Rigel. A Nebulosa Cabeça da Bruxa, mais formalmente conhecido como IC 2118, abrange cerca de 50 anos-luz e é composta por grãos de poeira interestelares que refletem a luz da estrela Rigel.

A cor azul da Nebulosa da Cabeça da Bruxa e provocada pela poeira que circunda Rigel é causada não só pela intensa luz azul de Rigel, mas também porque os grãos de poeira dispersam a luz azul de forma mais eficiente do que a luz vermelha. O mesmo processo físico faz com que o céu do dia da Terra apareça azul, embora os dispersores na atmosfera da Terra sejam moléculas de nitrogênio e oxigênio.

A estrela Rigel, a Nebulosa Cabeça da Bruxa, o gás e a poeira circundante ficam a cerca de 800 anos-luz de distância da Terra.

Fonte: NASA

Buraco negro supermassivo sopra enormes bolhas de gás

Pesquisadores através de vários telescópios, incluindo o telescópio espacial Hubble, descobriram um buraco negro supermassivo soprando enormes bolhas de gás quente e brilhante.

© Hubble (galáxias SDSS J1354+1327 e SDSS J1354+1328)

Uma bolha atualmente está se expandindo para fora do buraco negro, enquanto outra bolha mais velha desaparece lentamente.

Este gigante cósmico fica dentro da galáxia no fundo desta imagem, que fica a 900 milhões de anos-luz da Terra e é conhecida como SDSS J1354+1327. A galáxia maior (na parte superior da imagem) é conhecida como SDSS J1354+1328.

Os buracos negros que podem ter uma massa equivalente a bilhões de sóis, são encontrados no centro da maioria das galáxias, inclusive na Via Láctea. Estes buracos negros são capazes de absorver material em seus arredores, fazendo com que eles brilhem como Núcleos Galácticos Ativos (AGN). No entanto, este processo de absorção não é contínuo, pois depende da quantidade de matéria disponível para o buraco negro consomir; se o material circundante é irregular, um AGN pode ser visto cintilando em longos períodos cósmicos.

Esta acreção irregular pode ter acontecido com o buraco negro na SDSS J1354+1327. Os cientistas acreditam que estas duas saídas de material são o resultado do buraco negro que emana material após dois eventos de abastecimeto diferentes.

A primeira explosão criou o resquício que desvanece ao sul: um cone de gás com 33.000 anos-luz. Cerca de 100.000 anos depois, uma segunda explosão gerou a saída mais compacta e radiante que emana do topo da galáxia: um cone de gás sobressaltado com cerca de 3.300 anos-luz.

Fonte: ESA

Primeiras galáxias do Universo giravam como a Via Láctea

Os astrônomos olharam para trás no tempo, para uma época pouco depois do Big Bang, e descobriram gás turbulento em algumas das primeiras galáxias que se formaram no Universo.

© Amanda Smith (ilustração da rotação de uma galáxia no Universo jovem)

Estas galáxias primordiais, observadas como eram há quase 13 bilhões de anos, giravam como um redemoinho, de modo semelhante à nossa própria Via Láctea. No início do Universo, a gravidade fez com que o gás fluísse rapidamente para as galáxias, agitando-as e formando muitas estrelas novas, as violentas explosões de supernova destas estrelas também tornaram o gás turbulento.

Uma equipe internacional liderada por Renske Smit do Instituto Kavli de Cosmologia da Universidade de Cambridge usou o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para abrir uma nova janela no Universo distante e identificou galáxias normais de formação estelar num estágio muito inicial da história cósmica.

A luz de objetos distantes leva tempo até alcançar a Terra, de modo que a observação de objetos a bilhões de anos-luz permite-nos olhar para trás no tempo e observar diretamente a formação das galáxias mais antigas. No entanto, naquela época o Universo estava repleto de uma "neblina" obscura de hidrogênio neutro, o que torna difícil ver a formação das primeiras galáxias com telescópios ópticos.

Smit e colegas usaram o ALMA para observar duas pequenas galáxias recém-nascidas, como existiam apenas 800 milhões de anos após o Big Bang. Ao analisarem o espectro da radiação infravermelha distante recolhida pelo ALMA, foram capazes de estabelecer a distância às galáxias e, pela primeira vez, ver o movimento interno do gás que abasteceu o seu crescimento.

"Até à construção do ALMA, nunca tínhamos conseguido ver a formação de galáxias em tão grande detalhe e nunca tínhamos sido capazes de medir o movimento do gás em galáxias tão cedo na história do Universo," afirma Stefano Carniani, do Laboratório Cavendish e do Instituto Kavli de Cosmologia, ambos de Cambridge.

Os cientistas descobriram que o gás nestas galáxias recém-nascidas rodava e girava num movimento parecido com o de um redemoinho, um movimento semelhante ao da nossa própria Galáxia e de outras galáxias mais maduras muito mais tarde na história do Universo. Apesar do seu tamanho relativamente pequeno, cerca de cinco vezes menores que a Via Láctea, estas galáxias formavam estrelas a um ritmo maior do que outras galáxias jovens, mas surpreendentemente foi descoberto que as galáxias não eram tão caóticas quanto o esperado.

Os dados deste projeto sobre galáxias pequenas preparam o caminho para estudos maiores de galáxias durante os primeiros bilhões de anos do tempo cósmico.

Os resultados foram apresentados na 231.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana e divulgados na revista Nature.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Exoplanetas têm tamanhos semelhantes e espaçamento orbital regular

Uma equipe internacional liderada pela astrofísica Lauren Weiss da Universidade de Montreal descobriu que os exoplanetas que orbitam a mesma estrela tendem a ter tamanhos semelhantes e espaçamento orbital regular.

© NASA/Tim Pyle (ilustração do exoplaneta Kepler-11)

O exoplaneta Kepler-11 é uma estrela parecida com o Sol com seis planetas em órbita.

Este padrão, revelado pelas novas observações do Observatório W. M. Keck em Mauna Kea, Havaí, de sistemas planetários descobertos pelo telescópio Kepler, pode sugerir que a maioria dos sistemas planetários tem uma história de formação diferente da do Sistema Solar.

O telescópio espacial Kepler, lançado em 2009, possibilitou a descoberta de milhares de exoplanetas. Esta grande amostra permite não apenas estudar sistemas individuais, mas também tirar conclusões sobre os sistemas planetários em geral. Weiss faz parte do levantamento CKS (California-Kepler Survey), que usou o Observatório W. M. Keck para obter espectros de alta resolução de 1.305 estrelas que hospedam 2.025 planetas de trânsito originalmente descobertos pelo Kepler. A partir destes espectros, mediram os tamanhos precisos das estrelas e dos seus planetas.

Nesta nova análise liderada por Weiss, a equipe focou-se em 909 planetas pertencentes a 355 sistemas multiplanetários. Estes planetas estão localizados principalmente entre 1.000 e 4.000 anos-luz de distância da Terra. Usando uma análise estatística foram encontrados dois padrões surpreendentes. Foi descoberto que os exoplanetas tendem a ter o mesmo tamanho que os seus vizinhos. Se um planeta é pequeno, o próximo planeta ao redor da mesma estrela muito provavelmente também será pequeno. Foi descoberto também que os planetas em órbita da mesma estrela tendem a ter um espaçamento orbital regular.

Os tamanhos semelhantes e o espaçamento orbital dos planetas têm implicações para a forma como a maioria dos sistemas planetários se formam. Na teoria clássica da formação planetária, os planetas formam-se num disco protoplanetário que rodeia uma estrela recém-formada. Os planetas podem formar-se em configurações compactas com tamanhos semelhantes e um espaçamento orbital regular, de forma semelhante ao padrão recém-observado em sistemas exoplanetários. No entanto, no nosso Sistema Solar, os planetas interiores têm espaçamentos surpreendentemente grandes e tamanhos diversos. As evidências abundantes no Sistema Solar sugerem que Júpiter e Saturno perturbaram a estrutura inicial do nosso sistema, resultando nos quatro planetas terrestres amplamente espaçados que temos hoje. O fato de que os planetas na maioria dos sistemas ainda têm tamanhos parecidos e a razão de estarem regularmente espaçados sugerem que talvez tenham permanecido não perturbados desde a sua formação.

Para testar esta hipótese, Weiss está realizando um novo estudo no Observatório Keck para procurar análogos de Júpiter em torno de sistemas multiplanetários do Kepler. Os sistemas planetários estudados têm múltiplos planetas bastante perto da sua estrela. Devido à duração limitada da missão Kepler, pouco se sabe sobre o tipo de planetas que orbitam a maiores distâncias orbitais. Espera-se testar como a presença ou a ausência de planetas parecidos com Júpiter, a grandes distâncias orbitais, se relacionam com padrões nos sistemas planetários interiores.

Independentemente das suas populações exteriores, a semelhança dos planetas nas regiões internas dos sistemas extrassolares requer uma explicação. Se o fator decisivo para os tamanhos dos planetas puder ser identificado, isto poderá ajudar a determinar quais as estrelas suscetíveis de abrigar planetas terrestres adequados para a vida.

Um artigo foi publicado na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Université de Montréal

Titã apresenta características típicas da Terra

Usando o agora completo conjunto de dados da sonda Cassini, astrônomos da Universidade de Cornell criaram um novo mapa topográfico global da lua de Saturno, Titã, que abriu novas janelas para entender os seus fluxos líquidos e os seus terrenos.

© NASA/Cassini (Titã)

A sonda Cassini usou radar e câmaras infravermelhas para observar por baixo da espessa atmosfera de Titã e mapear os detalhes à superfície.

A criação do mapa demorou cerca de um ano. Ele combina todos dados topográficos de Titã obtidos de várias fontes. Uma vez que apenas 9% de Titã foi observado em alta resolução, com 25 a 30% da topografia observada em resoluções mais baixas, o resto do satélite foi mapeado usando um algoritmo de interpolação e um processo de minimização global, que reduziu erros tais como os decorrentes da posição da nave espacial.

O mapa revelou várias características novas em Titã, incluindo novas montanhas, nenhuma superior a 700 metros. O mapa também fornece uma visão dos altos e baixos da topografia de Titã, que permitiu a confirmação que dois locais na região equatorial de Titã são depressões que podem ou ser mares antigos e secos ou fluxos criovulcânicos.

O mapa também revelou que Titã é um pouco mais achatado do que se sabia anteriormente, o que sugere que há mais variabilidade na espessura da crosta de Titã.

O conjunto de dados pode ser descarregado sob a forma dos dados que foram observados, bem como estes mesmos dados mais os interpolados que não foram observados. O mapa será importante para aqueles que modelam o clima de Titã, estudando a forma e gravidade de Titã, e testando os modelos do interior, bem como para aqueles que procurem compreender formas morfológicas em Titã.

Foram encontrados três resultados importantes usando os dados topográficos do novo mapa. O primeiro é que os três mares de Titã compartilham uma superfície equipotencial comum, o que significa que se formam ao nível do mar, tal como os oceanos da Terra. Ou porque existe fluxo subsuperficial entre os mares ou porque os canais entre eles permitem com que passe líquido suficiente, os oceanos em Titã estão todos à mesma elevação.

"Estamos medindo a elevação de uma superfície líquida em outro corpo a 10 UA do Sol com uma precisão de aproximadamente 40 centímetros. Dado que temos uma precisão tão incrível, fomos capazes de ver que entre estes dois mares a elevação variou suavemente cerca de 11 metros, em relação ao centro de massa de Titã, consistente com a mudança esperada no potencial gravitacional. Estamos medindo o geoide de Titã. Esta é a forma que a superfície tomaria sob a influência, apenas, da gravidade e da rotação, que é a mesma forma que domina os oceanos da Terra," comenta Alex Hayes, professor assistente de astronomia da Universidade de Cornell.

O segundo resultado prova uma hipótese que os lagos de Titã comunicam uns com os outros através da subsuperfície. Hayes e a sua equipe mediram a elevação dos lagos ainda com líquido, bem como aqueles atualmente secos, e descobriram que os lagos existem a centenas de metros acima do nível do mar e que, dentro de uma bacia hidrográfica, as bases dos lagos vazios estão todas em maiores elevações do que as dos lagos com líquido na vizinhança.

"Nós não vemos nenhum lago vazio abaixo dos lagos com líquido locais, porque se estivessem abaixo deste nível, estariam preenchidos. Isto sugere que existe um fluxo subterrâneo e que estão se comunicando uns com os outros," comenta Hayes. "Também nos diz que existem hidrocarbonetos líquidos armazenados à subsuperfície de Titã."

O resultado final levanta um novo mistério sobre Titã. Os pesquisadores descobriram que a vasta maioria dos lagos do satélite de Saturno situa-se em depressões e os lagos estão rodeados por cumes altos, em alguns casos com centenas de metros de altura.

Os lagos parecem ter sido formados da mesma maneira que os lagos do tipo cársico, na Terra, onde o material situado por baixo dissolve-se e a superfície colapsa, formando furos no chão. Os lagos em Titã, como estes lagos terrestres, são topograficamente fechados, sem canais de entrada ou de saída. Mas os da Terra não possuem orlas elevadas e acentuadas.

A forma dos lagos indica um processo chamado retiro de escarpas uniforme, onde as bordas dos lagos expandem-se a um ritmo constante. O maior lago a sul, por exemplo, parece-se com uma série de lagos vazios mais pequenos que coalesceram ou se reuniram numa única grande característica.

"Mas se estas características crescem de dentro para fora, será que isso significa que estão sempre destruindo e recriando as orlas e que as orlas se movem para fora também? Isto propiciará compreender a evolução das bacias polares de Titã," realça Hayes.

Foram publicados dois artigos descrevendo o mapa na revista Geophysical Review Letters.

Fonte: Cornell University

RCW 114: Um Coração do Dragão no Altar

Esta nuvem cósmica, grande e dramaticamente moldada com formato de um coração, abrange quase 7 graus ou 14 luas cheias no céu do planeta Terra em direção à constelação Ara (Altar) no hemisfério celestial sul.

© Andrew Campbell (RCW 114)

Este mosaico telescópico mostra a RCW 114, uma nebulosa filamentar que revela a emissão avermelhada de átomos de hidrogênio ionizado.

A RCW 114 foi reconhecida como um remanescente de supernova. Seus extensos filamentos de emissão são produzidos à medida que a onda de choque ainda em expansão da explosão da morte de uma estrela massiva varre o meio interestelar circundante.

Estimativas consistentes indicam que sua distância é mais de 600 anos-luz, cujo diâmetro é de cerca de 100 anos-luz ou mais. A luz da explosão da supernova que criou a RCW 114 alcançou a Terra há cerca de 20 mil anos. Uma estrela de nêutrons ou pulsar foi recentemente identificada como restos colapsados do núcleo estelar.

Fonte: NASA

Um par de galáxias em fusão

Onde as estrelas se formam quando duas galáxias colidem?

© Hubble (Arp 243)

Para ajudar a descobrir isso, os astrônomos fizeram imagens do par de galáxias em fusão, conhecido como NGC 2623, usando o telescópio espacial Hubble. A análise desta imagem no visível efetuada pelo Hubble, bem como imagens da NGC 2623 realizadas em infravermelho pelo telescópio espacial Spitzer, em raios X pelo XMM-Newton e em ultravioleta pelo GALEX, indicaram que as duas galáxias espirais originais, aparecem agora muito misturadas e que seus núcleos estão unidos em um Núcleo Galáctico Ativo (AGN).

A formação de estrelas continua ao redor deste núcleo perto do centro da imagem, ao longo das caudas de marés esticadas e talvez, de forma surpreendente numa região deslocada do núcleo, na parte superior esquerda onde existem aglomerados de estrelas brilhantes e azuis. O processo de colisão entre galáxias pode levar centenas de milhões de anos, e passar por momentos gravitacionalmente destrutivos.

A NGC 2623, também conhecida como Arp 243, se estende por cerca de 50 mil anos-luz e localiza-se a cerca de 250 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação do Caranguejo. Reconstruir as galáxias originais e saber como a fusão aconteceu é normalmente algo desafiador, algumas vezes impossível, mas geralmente muito importante para se entender como ocorreu a evolução do Universo.

Fonte: NASA

Ondas gravitacionais medem o Universo

A detecção direta de ondas gravitacionais em pelo menos cinco fontes nos últimos dois anos fornece uma confirmação espetacular do modelo de gravidade e espaço-tempo de Albert Einstein.

© NASA/ESA (NGC 4993 e GW170817)

A galáxia NGC 4993 hospeda o evento de onda gravitacional GW170817 que foi usado para medir a idade do Universo. A fonte deste evento é o ponto avermelhado para cima e para a esquerda do centro da galáxia; não estava aí em imagens anteriores.

A modelagem destes eventos também forneceu informações sobre a formação de estrelas massivas, explosões de raios gama, características das estrelas de nêutrons e a verificação de ideias teóricas sobre como os elementos muito pesados, como o ouro, são produzidos.

Os astrônomos usaram agora um único evento de onda gravitacional (GW170817) para medir a idade do Universo. Uma equipe composta por 1.314 cientistas de todo o mundo contribuiu para a detecção de ondas gravitacionais oriundas da fusão de um par de estrelas de nêutrons, seguida pela detecção de raios gama e depois pela identificação da origem do cataclismo numa fonte localizada na galáxia NGC4993 avistada em imagens obtidas com vários atrasos de tempo e em comprimentos de onda que vão desde os raios X até ao rádio.

A análise das ondas gravitacionais deste evento infere a sua força intrínseca. A força observada é menor, o que implica que a fonte está a aproximadamente 140 milhões de anos-luz de distância. A NGC 4993, a sua galáxia hospedeira, tem uma velocidade externa devido à expansão do Universo que pode ser medida a partir das linhas do espectro. A determinação da distância da galáxia e da velocidade com que se afasta de nós permite que os cientistas calculem o tempo desde que a expansão começou, a idade do Universo: entre aproximadamente 11,9 e 15,7 bilhões de anos, tendo em conta as incertezas experimentais.

A idade derivada deste único evento é consistente com as estimativas de décadas de observações que se baseiam em métodos estatísticos usando outras duas fontes: a radiação cósmica de fundo em micro-ondas e os movimentos das galáxias. A primeira baseia-se no mapeamento da distribuição muito fraca de luz que remonta a uma época mais ou menos 400 mil anos após o Big Bang; a segunda envolve uma análise estatística das distâncias e movimentos de dezenas de milhares de galáxias em épocas relativamente recentes. O fato de que este único evento de onda gravitacional foi capaz de determinar a idade do Universo, é incrível, e não é possível para cada detecção de ondas gravitacionais. Neste caso, houve a identificação óptica da fonte, de modo que uma velocidade pôde ser medida, e a fonte nem estava muito longe nem era muito tênue. Com uma grande amostra estatística de eventos de ondas gravitacionais de todos os tipos, o intervalo atual de valores para a idade vai ficar menor.

O novo resultado é intrigante por outro motivo. Embora tanto a radiação cósmica de fundo em micro-ondas e as medições das galáxias sejam bastante precisas, parecem discordar uma da outra em mais ou menos 10%. Esta divergência pode ser apenas um erro observacional, mas alguns astrônomos suspeitam que pode ser uma diferença real, refletindo algo que falta atualmente na nossa imagem do processo de expansão cósmica, talvez relacionada com a radiação cósmica de fundo remontar a uma época radicalmente diferente do tempo cósmico do que os dados das galáxias. Este terceiro método, os eventos de ondas gravitacionais, podem ajudar a resolver o enigma.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

O Universo é repleto de estrelas massivas

Uma equipe internacional de astrônomos revelou uma abundância surpreendente de estrelas massivas numa galáxia vizinha.

© ESO/TRAPPIST (Nebulosa da Tarântula)

A descoberta, feita na gigantesca região de formação estelar 30 Doradus na Grande Nuvem de Magalhães, tem consequências importantes para a nossa compreensão de como as estrelas transformaram o Universo pristino até o atual.

"Ficamos surpreendidos quando percebemos que 30 Doradus formou muitas mais estrelas massivas do que o esperado," afirma o pesquisador Fabian Schneider, do Departamento de Física da Universidade de Oxford.

Como parte do levantamento VFTS (VLT-FLAMES Tarantula Survey), a equipe usou o VLT (Very Large Telescope) do ESO para observar quase 1.000 estrelas gigantes em 30 Doradus, um enorme berçário estelar também conhecido como Nebulosa da Tarântula. Foram efetuadas análises detalhadas de aproximadamente 250 estrelas com massas entre 15 e 200 vezes a massa do nosso Sol para determinar a distribuição de estrelas massivas nascidas em 30 Doradus, a chamada função de massa inicial.

As estrelas massivas são particularmente importantes para os astrônomos devido à sua enorme influência nos arredores. Podem explodir como espetaculares supernovas no final das suas vidas, formando alguns dos objetos mais exóticos do Universo, as estrelas de nêutrons e buracos negros.

"Nós fomos não só surpreendidos pelo grande número de estrelas massivas, mas também pela sua função de massa inicial que é densamente amostrada até às 200 massas solares," acrescenta Hugues Sana da Universidade de Leuven, na Bélgica.

Até recentemente, a existência de estrelas até 200 massas solares era altamente disputada e o estudo mostra que parece provável uma massa máxima de nascimento estelar de 200 a 300 sóis.

Na maior parte dos locais do Universo estudados pelos astrônomos até à data, as estrelas tornam-se mais raras quanto mais massivas são. A função de massa inicial prevê que a maioria da massa estelar se encontre em estrelas de baixa massa e que menos de 1% de todas as estrelas nascem com massas superiores a 10 vezes a do Sol. A medição da proporção de estrelas massivas é extremamente complexa, principalmente devido à sua escassez, e há apenas um punhado de locais no Universo onde isto pode ser feito.

A região explorada 30 Doradus, a maior região local de formação estelar, hospeda algumas das estrelas mais massivas já encontradas, possibilitando determinar as massas estelares com ferramentas observacionais, teóricas e estatísticas únicas. Esta grande amostra permitiu que os cientistas obtivessem o segmento mais preciso de massa elevada da função de massa inicial até o momento, e mostrar que as estrelas massivas são muito mais abundantes do que se pensava.

"De fato, os nossos resultados sugerem que a maioria da massa estelar, na realidade, já não está em estrelas de baixa massa, mas que uma fração significativa está em estrelas de massa elevada," acrescenta Chris Evans do Centro de Astronomia e Tecnologia do Reino Unido.

As estrelas são motores cósmicos e produziram a maioria dos elementos químicos mais pesados do que o hélio, desde o oxigênio que respiramos todos os dias até ao ferro no nosso sangue. Durante as suas vidas, as estrelas gigantes produzem grandes quantidades de radiação ionizante e energia cinética através de fortes ventos estelares. A radiação ionizante das estrelas massivas foi crucial para a reiluminação do Universo após a chamada Idade das Trevas, e o seu retorno mecânico impulsiona a evolução das galáxias.

"Os nossos resultados têm consequências de longo alcance para a compreensão do nosso cosmos: podem existir 70% mais supernovas, triplicando os rendimentos químicos e até quatro vezes a radiação ionizante das populações de estrelas massivas. Além disso, a taxa de formação de buracos negros pode aumentar 180%, traduzindo-se diretamente num aumento correspondente de fusões de buracos negros binários que foram recentemente detectados através dos seus sinais de ondas gravitacionais," complementou Fabian Schneider.

Esta pesquisa deixa muitas questões em aberto: quão universais são os achados e quais são as consequências para a evolução do nosso cosmos e para a ocorrência de supernovas e eventos de ondas gravitacionais?

Os resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: University of Oxford

Buracos negros supermassivos controlam formação estelar em galáxias

As galáxias jovens resplandecem com novas estrelas brilhantes que se formam a um ritmo elevado, mas a formação estelar eventualmente cessa quando uma galáxia evolui.

© ESO-MPG/MPIfR-APEX/NASA-Chandra (Centauro A)

O poder de um buraco negro supermassivo pode ser visto nesta imagem de Centauro A, um dos núcleos galácticos ativos mais próximos da Terra. A imagem combina dados de vários telescópios em diferentes comprimentos de onda, mostrando jatos e lóbulos alimentados pelo buraco negro supermassivo no centro da galáxia.

Um novo estudo mostra que a massa do buraco negro no centro da galáxia determina quando a "extinção" de formação estelar ocorre.

Cada galáxia massiva tem um buraco negro supermassivo central, com mais de um milhão de vezes a massa do Sol, revelando a sua presença através dos efeitos gravitacionais nas estrelas da galáxia e por vezes alimentando a radiação energética de um núcleo galáctico ativo (AGN). Pensa-se que a energia que a galáxia recebe do núcleo galáctico ativo desliga a formação estelar através do aquecimento e dissipação do gás que, de outra forma, se condensaria em estrelas à medida que arrefecia.

Esta ideia já existe há décadas e os astrofísicos descobriram que as simulações da evolução galáctica devem incorporar retorno do buraco negro a fim de reproduzir as propriedades observadas das galáxias. Mas as evidências observacionais de uma ligação entre os buracos negros supermassivos e a formação estelar não existiam, até agora. Esta é a primeira evidência observacional direta onde é possível ver o efeito do buraco negro na história da formação estelar da galáxia.

Os novos resultados revelam uma interação contínua entre a atividade do buraco negro e a formação estelar ao longo da vida de uma galáxia, afetando todas as gerações de estrelas formadas à medida que a galáxia evolui.

Liderado por Ignacio Martín-Navarro, pesquisador de pós-doutorado da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, o estudo focou-se nas galáxias massivas para as quais a massa do buraco negro central já foi medida em estudos anteriores através da análise dos movimentos das estrelas perto do centro da galáxia. Para determinar as histórias de formação estelar das galáxias, Martín-Navarro examinou os espectros detalhados da luz obtidos pelo Hobby-Eberly Telescope Massive Galaxy Survey.

A espectroscopia permite aos astrônomos separar e medir os diferentes comprimentos de onda da luz de um objeto. Martín-Navarro utilizou técnicas computacionais para analisar o espectro de cada galáxia e recuperar a sua história de formação estelar, encontrando a melhor combinação de populações estelares que mais se adequa aos dados espectroscópicos.

Quando comparou as histórias de formação estelar de galáxias com buracos negros de diferentes massas, encontrou diferenças marcantes. Estas diferenças só se correlacionaram com a massa do buraco negro e não com a morfologia, tamanho e outras propriedades galácticas.

"Para as galáxias com a mesma massa de estrelas, mas um buraco negro de massa diferente no centro, estas galáxias com buracos negros maiores 'apagaram-se' mais cedo do que aquelas com buracos negros menores. Portanto, a formação estelar durou mais tempo nas galáxias com buracos negros centrais menores," explica Martín-Navarro.

Outros pesquisadores procuraram correlações entre a formação estelar e a luminosidade dos núcleos galácticos ativos, sem sucesso. Isto pode ser devido às escalas de tempo serem tão diferentes, com a formação estelar ocorrendo ao longo de centenas de milhões de anos, enquanto as explosões dos núcleos galácticos ativos ocorrem em períodos mais curtos.

Um buraco negro supermassivo só é luminoso quando está engolindo ativamente matéria das regiões internas da sua galáxia hospedeira. Os núcleos galácticos ativos são altamente variáveis e as suas propriedades dependem do tamanho do buraco negro, da taxa de acreção de material que cai na sua direção e de outros fatores.

"Existem várias maneiras pelas quais um buraco negro lança energia para a galáxia e os teóricos têm muitas ideias sobre o modo como esta extinção acontece, mas para encaixar estas novas observações nos modelos precisamos de continuar trabalhando," conclui Aaron Romanowsky, astrônomo da Universidade Estatal de San Jose e da Universidade da Califórnia.

O estudo foi publicado dia 1 de janeiro na revista Nature.

Fonte: University of California

Uma visão profunda dos corações das estrelas

À primeira vista, parece impossível observar o interior de uma estrela.

© ESA/Earl Bellinger (ilustração do interior estelar)

Uma equipe internacional de astrônomos, sob a orientação de Earl Bellinger e Saskia Hekker do Instituto Max Planck para Pesquisa do Sistema Solar em Göttingen, Alemanha, determinou pela primeira vez a estrutura interna profunda de duas estrelas com base nas suas oscilações.

O nosso Sol, e a maioria das outras estrelas, têm "pulsações" que se espalham pelo interior estelar como ondas sonoras. As frequências destas ondas são impressas na luz da estrela e podem mais tarde ser observadas pelos astrônomos aqui na Terra. Semelhante à forma como os sismólogos decifram a estrutura interna do nosso planeta através da análise de sismos, os astrônomos determinam as propriedades de estrelas a partir das suas oscilações, um campo chamado asterosismologia. Agora, pela primeira vez, uma análise detalhada destas vibrações permitiu que Earl Bellinger, Saskia Hekker e colegas medissem a estrutura interna de duas estrelas distantes.

As duas estrelas que analisaram fazem parte do sistema 16 Cygni (16 Cyg A e 16 Cyg B) e ambas são muito parecidas com o nosso Sol. "Devido à sua pequena distância de apenas 70 anos-luz, estas estrelas são relativamente brilhantes e, portanto, ideais para a nossa análise," comenta Eartl Bellinger. "Anteriormente, só era possível fazer modelos do interior das estrelas. Agora podemos medi-los."

Para fazer um modelo do interior de uma estrela, os astrofísicos variam os modelos de evolução estelar até que um deles encaixe no espectro de frequência observado. No entanto, as oscilações dos modelos teóricos diferem frequentemente daquelas das estrelas, provavelmente devido a alguma física estelar ainda desconhecida.

Bellinger e Hekker decidiram, portanto, usar o método inverso. Aqui, derivaram as propriedades locais do interior estelar a partir das frequências observadas. Este método depende menos dos pressupostos teóricos, mas requer uma excelente qualidade dos dados medidos e é matematicamente complexo.

Usando o método inverso, os pesquisadores analisaram mais de 500.000 km para o interior das estrelas, e descobriram que a velocidade do som nas regiões centrais é maior do que a prevista pelos modelos. "No caso de 16 Cyg B, estas diferenças podem ser explicadas corrigindo a massa e o tamanho da estrela," explica Bellinger. No entanto, no caso de 16 Cyg A, a causa das discrepâncias não pôde ser identificada.

É possível que fenômenos físicos ainda desconhecidos não sejam suficientemente levados em consideração pelos modelos evolutivos atuais. "Os elementos que foram criados nos estágios iniciais da evolução da estrela podem ter sido transportados desde o núcleo da estrela até às suas camadas exteriores," acrescenta Bellinger. "Isso mudaria a estratificação interna da estrela, o que então afeta a forma como oscila."

Esta primeira análise estrutural das duas estrelas será seguida por mais. "Dez a vinte estrelas adicionais, adequadas para esta análise, podem ser encontradas nos dados do telescópio espacial Kepler," comenta Saskia Hekker, que lidera o grupo de pesquisa SAGE (Stellar Ages and Galactic Evolution) no Instituto Max Planck. No futuro, a missão TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA e o telescópio espacial PLATO (Planetary Transits and Oscillation of Stars) planejado pela ESA vão recolher ainda mais dados para este campo de pesquisa.

O método inverso fornece novas informações que ajudarão a melhor entender a física no interior das estrelas. Isto levará a melhores modelos estelares, que aperfeiçoarão a nossa capacidade de prever a evolução futura do Sol e de outras estrelas na nossa Galáxia.

Fonte: Max Planck Institute for Solar System Research