Um astrônomo amador descobre uma galáxia anã

Uma equipe internacional, em que há membros do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) confirmou a descoberta da galáxia Donatiello 1, nomeado em homenagem ao astrônomo amador Giuseppe Donatiello, que encontrou enquanto ele estava analisando as imagens que ele tinha tomado da galáxia de Andrômeda entre 2010 e 2013 do Parque Nacional Pollino, no sul da Itália.

© IAC (galáxia anã Donatiello 1)

David Martínez Delgado, pesquisador da Universidade de Heidelberg (Alemanha) relata a descoberta e as características desta galáxia anã esferoidal, que é encontrada no lado mais distante da galáxia de Andrômeda.

“É muito interessante para a teoria da formação de galáxias realizar um inventário completo das galáxias anãs na vizinhança do Grupo Local. As imagens extremamente profundas de grandes áreas do céu obtidas através do uso de pequenos telescópios por astrofotógrafos amadores pode nos ajudar a completar o censo de galáxias de baixa luminosidade superficial, até então desconhecidas, que atualmente não podem ser detectadas em levantamentos baseados em contagens individuais de estrelas ou usando emissão de hidrogênio atômico neutro,” disse Martínez Delgado.

As observações realizadas com o Gran Telescopio Canarias (GTC) no Observatório Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma) mostram que Donatiello 1 fica a uma distância de 9,78 milhões de anos-luz, mais distante que as galáxias espirais que formam nosso Grupo Local (dominado pela nossa galáxia e a galáxia de Andrômeda). A posição e a distância de Donatiello 1 sugerem que é um satélite anão da galáxia elíptica próxima, conhecida como O Fantasma de Mirach, porque está perto da estrela Mirach (a segunda estrela mais brilhante da constelação de Andrômeda). No entanto, Donatiello 1 poderia ser uma das galáxias anãs esferoidais mais isoladas e conhecidas na atualidade, situada atrás da galáxia de Andrômeda.

Estes dados, juntamente com aqueles recolhidos pelo Telescopio Nazionale Galileo (TNG), também no Observatório Roque de los Muchachos, mostram que esta galáxia anã recém-descoberta é composta principalmente de estrelas antigas e que o seu conteúdo estelar é semelhante a outras galáxias que são companheiras da Via Láctea, como as galáxias Draco e Ursa Menor.

“A ausência de estrelas jovens e a falta de gás são típicas de galáxias anãs esferoidais, que pararam de formar estrelas há milhares de milhões de anos,” explica Mike Beasley, pesquisador do IAC.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Uma teia escura e emaranhada na Grande Nuvem de Magalhães

Essa teia escura e emaranhada é um objeto chamado SNR 0454-67.2.

© Hubble (SNR 0454-67.2)

Ele é um remanescente de supernova que se formou de uma maneira muito violenta, criado depois que uma estrela massiva terminou sua vida em uma explosão cataclísmica e jogou seu material constituinte no espaço circundante. Isso criou a formação confusa que vemos nesta imagem do telescópio espacial Hubble, com fios vermelhos serpenteando  em meio a nuvens escuras e turbulentas.

O SNR 0454-67.2 está situado na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia espiral anã que fica perto da Via Láctea. O remanescente é provavelmente o resultado de uma explosão de supernova Tipo Ia; essa categoria de supernova é formada a partir da morte de uma estrela anã branca, que cresce e se expande ao extrair material de uma companheira estelar até atingir uma massa crítica e depois explodir.

Como elas sempre se formam através de um mecanismo específico, quando a anã branca atinge uma massa específica, essas explosões sempre têm uma luminosidade conhecida e são usadas como marcadores (velas padrão) para os astrônomos obterem e medirem distâncias em todo o Universo.

Fonte: ESA

O Aglomerado do Pato Selvagem

O Aglomerado do Pato Selvagem (M11 ou NGC 6705) é uma das vistas telescópicas mais atraentes do céu com seu labirinto estelar.

© ESO (Aglomerado do Pato Selvagem)

Existem cerca de 2.900 estrelas aqui, um rico conjunto de sóis que para alguns se assemelha a um bando de patos em vôo. O Aglomerado do Pato Selvagem é um aglomerado aberto de estrelas na constelação de Escudo. Foi descoberto pelo astrônomo alemão Gottfried Kirch em 1681, e o francês Charles Messier incluiu o objeto em seu catálogo em 1764.

Os astrônomos há muito acreditam que aglomerados abertos como o M11 se formam durante o colapso gravitacional de uma grande nuvem de poeira e gás. Uma vez que os recém-nascidos começam a lançar seus ventos estelares limpando o acúmulo de gás remanescente. Embora suas massas possam diferir e os caminhos evolutivos divergirem, acredita-se que quase todos os membros do aglomerado tenham nascido em uma única geração e tenham uma idade próxima.

A maior parte da vida de uma estrela é gasta na "sequência principal" que queima o hidrogênio em seu núcleo, produzindo a energia para brilhar, bem como para resistir à força esmagadora da gravidade. Quando seu núcleo de hidrogênio se esgota, a estrela muda para outros combustíveis e estratégias de queima, fazendo com que ela se expanda e deixe a sequência principal. Aglomerados jovens podem começar quentes e azuis, mas suas estrelas ficam vermelhas com o tempo. Como regra geral, a cor de uma estrela é um bom indicador de sua idade.

É por isso que os astrônomos não conseguiam entender por que estrelas de brilho semelhante (e presumivelmente de massa semelhante) no Aglomerado do Pato Selvagem exibiam cores diferentes. Se os aglomerados abertos forem compostos por uma única geração de estrelas com aproximadamente a mesma idade, por que a cor se espalhou? Ou M11 deu origem a uma segunda geração de sóis ou algo está faltando em nossa compreensão de como os aglomerados se formam.

Os astrônomos usaram o Multiple Mirror Telescope, no Arizona, para examinar os espectros de estrelas no M11 usando o Hectochelle, um instrumento que pode captar espectros de múltiplas estrelas simultaneamente. Para sua surpresa, não foram as idades das estrelas que causaram a variedade espectral, mas a sua rotação.

Quando uma estrela gira, um dos lados gira em direção à Terra e o outro se afasta. A luz que vem do lado em nossa direção é comprimida e deslocada em direção ao extremo azul do espectro; a luz que se afasta de nossa direção é esticada e deslocada em direção ao vermelho. Compressão e alongamento fazem com que lacunas no espectro da estrela se espalhem por uma faixa mais ampla de comprimentos de onda (cores) em vez de se registrar como uma única tonalidade.

Os espectros revelaram que as estrelas estão girando em taxas diferentes. Quanto mais rápido uma estrela girar, melhor ela mistura hidrogênio em seu núcleo e quanto mais tempo ela pode permanecer na sequência principal, de 15% a 62%, em comparação com seus primos rotativos mais lentos de massa semelhante.

Contudo, o fato de que muitas estrelas ficam vermelhas à medida que evoluem para fora da sequência principal, as que giram rápidas têm uma vantagem inicial, parecendo mais vermelhas do que as que giram lentamente, enquanto ainda se aquecem na sequência principal. A rotação rápida também deforma a forma de uma estrela em uma elipse, à medida que seu diâmetro equatorial se expande, as regiões equatoriais esfriam e avermelham.

Assim, vemos que uma série de taxas de rotação estelares leva a diferenças na cor da estrela e, por fim, na vida estelar. O Aglomerado do Pato Selvagem conseguiu imitar duas populações estelares quando apenas uma existe.

As descobertas foram publicadas na Nature Astronomy.

Fonte:

Detectada uma irmã gêmea do Sol

Uma equipe internacional usou um novo método para detectar irmãs do Sol.

© ESO/H. Sana (aglomerado aberto de estrelas Trumpler 14)

A imagem acima mostra o aglomerado aberto de estrelas Trumpler 14, um aglomerado com mais de duas mil estrelas, semelhante àquele onde terá nascido o Sol.

Estima-se que serão milhares as estrelas irmãs do Sol que se formaram no mesmo aglomerado juntamente com a nossa estrela, há cerca de 4,6 bilhões de anos. Com o passar do tempo, as estrelas do aglomerado espalharam-se pela nossa Galáxia, o que dificulta a sua detecção.

A equipe foi liderada pelo pesquisador Vardan Adibekyan, do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) e Universidade do Porto. "Como não há muita informação acerca do passado do Sol, estudar estas estrelas pode ajudar-no a perceber onde na Galáxia, e em que condições, se formou o Sol," disse Adibekyan.

"Com a colaboração de Patrick de Laverny e Alejandra Recio-Blanco, do Observatório da Côte d'Azur, obtivemos uma amostra de 230.000 espectros, do Projeto AMBRE," acrescenta Adibekyan.

AMBRE é um projeto de arqueologia galáctica, montado pelo ESO e pelo Observatório da Côte d’Azur, para determinar os parâmetros estelares dos espectros em arquivo, provenientes dos espectrógrafos FEROS, HARPS, UVES e GIRAFFE do ESO.

Em seguida, a equipe usou estes espectros do AMBRE, em conjunto com dados astrométricos muito precisos da missão GAIA da ESA, de modo a fazer uma seleção de estrelas com composições químicas semelhantes à do Sol, seguido de um cálculo das suas idades e propriedades cinemáticas.

Apesar de terem descoberto apenas uma irmã do Sol nesta pesquisa, a HD186302, esta é muito especial. Esta estrela de tipo G3 da sequência principal não é só uma irmã do Sol, tendo em conta as suas idades e composição química, como é também uma irmã gêmea.

As estrelas irmãs do Sol podem ser boas candidatas à procura de vida, pois há a possibilidade da vida ter sido transportada entre planetas das estrelas do aglomerado solar. Esta transferência de vida entre sistemas exoplanetários é conhecida por litopanspermia.

"Alguns modelos teóricos mostram uma probabilidade não negligenciável da vida se ter espalhado a partir da Terra, até outros planetas ou sistemas exoplanetários, durante o período de bombardeamento tardio do Sistema Solar. Se tivermos sorte, e a nossa estrela irmã do Sol tiver um planeta, e o planeta for rochoso, na zona de habitabilidade, e finalmente, se este planeta tiver sido 'contaminado' pelas sementes de vida da Terra, então temos o que nós sempre sonhamos, uma Terra 2.0, orbitando um Sol 2.0," complementou Adibekyan.

A equipe do IA planeja agora começar uma campanha de busca de planetas em volta desta estrela, recorrendo aos espectrógrafos HARPS e ESPRESSO. Encontrar e caracterizar sistemas planetários em volta de estrelas irmãs do Sol pode revelar informação extremamente importante acerca do resultado de formação planetária num ambiente partilhado.

O artigo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Um caso de nebulosa variável

Há uma classe intrigante de objetos conhecidos como nebulosas variáveis, dos quais o mais famoso é provavelmente a Nebulosa Variável de Hubble.

© ESO/A. Rector (Nebulosa de McNeil)

Estas duas imagens destacam a variabilidade da Nebulosa de McNeil. A imagem (topo) tirada em 2006 com o telescópio de 2,2 metros do ESO no Observatório de La Silla, no Chile, mostra a distinta forma da ventoinha da nebulosa. A nebulosa mal era visível dois anos antes, em uma imagem (abaixo) tirada dois anos antes no Telescópio Mayall de 4 metros em Kitt Peak.

As nebulosas variáveis São principalmente nebulosas de reflexão iluminadas por estrelas variáveis, com variações de brilho ocorrendo em escalas de tempo tão curtas quanto semanas ou meses.

Em 23 de janeiro de 2004, o astrônomo amador Julian “Jay” McNeil descobriu uma nova nebulosa com um refrator de 3 polegadas de seu quintal em Paducah, Kentucky. Ele a viu em uma imagem CCD que ele havia tirado da conhecida nebulosa de reflexão M78 em Órion. Embora não seja visível em várias placas fotográficas que datam de 1951, esta nova nebulosa está presente em uma imagem de 1966, fornecendo indícios antecipados de sua variabilidade. Na época da descoberta de McNeil, a nebulosa ainda não havia sido catalogada.

A Nebulosa de McNeil, como veio a ser chamada, é iluminada pela explosiva protoestrela V164 Orionis. As protoestrelas deste tipo são propensas às erupções como o objeto estelar jovem evolui para uma estrela completamente inchada, e são estas erupções que iluminam a nebulosa circundante. Algumas protoestrelas podem até passar por estas erupções periodicamente.

Assim, quando a Nebulosa de McNeil foi identificada em 2004, os astrônomos amadores e profissionais anteciparam que ela iria desvanecer e então se avivar por volta de 2042, com base no intervalo entre 1966 e 2004. Na verdade, a nebulosa surpreendeu observadores com outro episódio de clareamento em 2008. Até hoje, embora o brilho da nebulosa tenha variado, ela não desapareceu completamente desde 2004.

Em 5 de novembro, o astrônomo britânico Mike Harlow, da Orwell Astronomical Society, observou com o telescópio de 500 mm da Universidade de Iowa, que a Nebulosa de McNeil havia desaparecido.

Quem sabe quando a Nebulosa de McNeil será iluminada novamente? Será que nos surpreenderá reaparecendo daqui a algumas semanas (ou meses)? Será que vamos ter que continuar monitorando este local por anos antes de decidir se mostrar de novo? Ou vimos o seu último suspiro, para nunca mais ser vista?

Fonte: Sky & Telescope

Uma serpente cósmica

Esta espiral serpenteante, captada pelo instrumento VISIR montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO (VLT), enfrenta um futuro explosivo; trata-se de um sistema de estrelas Wolf-Rayet, uma fonte provável de um dos fenômenos mais energéticos do Universo, uma explosão de raios gama de longa duração.

© ESO/VLT (espirais de Apep)

O sistema, que compreende um ninho de estrelas massivas rodeado por um “catavento” de poeira, está catalogado como 2XMM J160050.7-514245, no entanto os astrônomos optaram por lhe dar o nome de “Apep”.

Apep era uma antiga divindade egípcia, uma serpente gigantesca que personificava o caos,  o que se adequa perfeitamente a um sistema estelar tão violento e com uma forma sinuosa, reminiscente de uma serpente enroscada em torno das estrelas centrais. Os antigos egípcios acreditavam que Rá, o Deus-Sol, combatia com Apep todas as noites; rezar e venerar Rá garantia a sua vitória e o regresso do Sol.

As explosões de raios gama encontram-se entre as mais poderosas do Universo. Com uma duração de alguns milésimos de segundo a algumas horas, estas explosões podem liberar tanta energia como a que o Sol liberará durante toda a sua vida. Pensa-se que as explosões de raios gama de longa duração, as que duram mais de 2 segundos, são causadas por estrelas Wolf-Rayet em rotação rápida que explodem sob a forma de supernovas.

Algumas das estrelas mais massivas evoluem para estrelas Wolf-Rayet no final das suas vidas. Esta fase dura pouco, sendo que as Wolf-Rayet sobrevivem neste estado durante apenas algumas centenas de milhares de anos. Durante este tempo, estas estrelas liberam enormes quantidades de matéria sob a forma de poderosos ventos estelares, lançando a matéria para o exterior com velocidades de milhões de km por hora; os ventos estelares de Apep estão viajando à incrível velocidade de 12 milhões de km por hora.

Estes ventos estelares deram origem a elaboradas plumas que rodeiam o sistema estelar triplo, constituído por um sistema estelar binário e uma estrela individual companheira ligados gravitacionalmente. Apesar de apenas dois objetos do tipo estelar serem visíveis na imagem, a fonte inferior é de fato um binário Wolf-Rayet não resolvido. É precisamente este binário que é responsável por esculpir as espirais serpenteantes que rodeiam Apep, as quais se formam a partir dos ventos estelares em colisão das duas estrelas Wolf-Rayet.

Comparada com a velocidade extraordinária dos ventos de Apep, o catavento de poeira espirala para o exterior mais lentamente, com uma velocidade inferior a dois milhões de km por hora. Pensa-se que esta discrepância entre a velocidade dos ventos rápidos de Apep e da roda de poeira se deve a uma das estrelas do binário estar lançando, em direções diferentes, tanto um vento rápido como um mais lento.

Isto significaria que a estrela apresenta uma rotação muito próxima da rotação crítica; isto é, gira tão rapidamente que está quase se autodestruindo neste processo. Pensa-se que uma estrela Wolf-Rayet com tão elevada rotação produza explosões de raios gama de longa duração quando o seu núcleo colapsa no final da sua vida.

Este trabalho foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO

Correntes galácticas alimentam a galáxia mais luminosa do Universo

De acordo com observações do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), a galáxia mais luminosa do Universo foi apanhada no ato de despir quase metade da massa de pelo menos três das suas galáxias vizinhas mais próximas.

© NRAO/S. Dagnello (ilustração de W2246-0526)

A luz desta galáxia, conhecida como W2246-0526, demorou 12,4 bilhões de anos para chegar até nós, de modo que a vemos como era quando o nosso Universo tinha apenas um-décimo da sua idade atual.

As novas observações com o ALMA revelam correntes distintas de material sendo puxado de três galáxias menores e fluindo para a galáxia mais massiva, que foi descoberta em 2015 pelo WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA. Não é de forma alguma a maior galáxia que conhecemos, mas não tem rival no que toca ao seu brilho, emitindo o equivalente em luz infravermelha a 350 trilhões de sóis.

Os tentáculos de ligação entre galáxias contêm tanto material quanto as próprias galáxias. A incrível resolução e sensibilidade do ALMA permitiu que os pesquisadores detectassem estas correntes trans-galácticas notavelmente fracas e distantes.

O canibalismo galáctico não é incomum, embora esta seja a galáxia mais distante na qual tal comportamento foi observado, e os autores do estudo não estão cientes de quaisquer outras imagens diretas de uma galáxia se alimentando simultaneamente de material de múltiplas fontes naqueles primeiros tempos cósmicos.

Os pesquisadores enfatizam que a quantidade de gás que está sendo devorado por W2246-0526 é suficiente para mantê-la formando estrelas e alimentando o seu buraco negro central por centenas de milhões de anos.

A luminosidade surpreendente desta galáxia não se deve às suas estrelas individuais. Ao invés, o seu brilho é abastecido por um pequeno disco de gás, fantasticamente energético, que é superaquecido à medida que espirala para o buraco negro supermassivo. A luz deste incrivelmente brilhante disco de acreção é então absorvida pela poeira ao redor, que reemite a energia sob a forma de luz infravermelha.

O material do disco de acreção cai sobre o buraco negro, alimentando o Núcleo Galáctico Ativo (NGA), o que coloca esta galáxia numa rara classe de quasares conhecidos como "Hot DOGs" (Hot, Dust-Obscured Galaxies). Apenas cerca de um em cada 3.000 quasares observados pelo WISE pertence a esta classe.

Grande parte da poeira e do gás desviado das três galáxias menores está provavelmente sendo convertido em novas estrelas e alimentando o buraco negro supermassivo central. A gula desta galáxia, no entanto, pode levar à autodestruição. Estudos anteriores sugerem que a energia do NGA acabará por descartar muito, se não todo o combustível de formação estelar da galáxia.

Um trabalho anterior, liderado pelo autor Chao-Wei Tsai, estima que o buraco negro no centro de W2246-0526 tem cerca de 4 bilhões de vezes a massa do Sol. A massa do buraco negro influencia diretamente o brilho do NGA, mas o artigo mostra que W2246-0526 é cerca de três vezes mais luminoso do que deveria ser possível. A resolução desta aparente contradição exigirá mais observações.

A pesquisa foi publicada na revista Science.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Aglomerados de galáxias em colisão

Escondidos em uma colisão distante de aglomerados de galáxias, há fragmentos de gás que lembram a nave estelar Enterprise, a nave espacial icônica da franquia "Star Trek".

© Chandra/LOFAR/SDSS (Abell 1033)

Esta imagem do aglomerado de galáxias Abell 1033 fornece um exemplo de "pareidolia", um fenômeno psicológico em que formas e padrões familiares são vistos em dados aleatórios.

Os aglomerados de galáxias são estruturas cósmicas contendo centenas ou milhares de galáxias, sendo os maiores objetos do Universo unidos pela gravidade. O gás de vários milhões de graus preenche o espaço entre as galáxias individuais. A massa do gás quente é cerca de seis vezes maior que a de todas as galáxias combinadas. Esse gás superaquecido é invisível para os telescópios ópticos, mas brilha intensamente nos raios X, por isso é necessário um telescópio de raios X como o observatório de raios X Chandra da NASA para estudá-lo.

Combinando raios X com outros tipos de luz, como ondas de rádio, pode-se obter um quadro mais completo desses importantes objetos cósmicos. Uma nova imagem composta do aglomerado de galáxias Abell 1033, incluindo raios X de Chandra (roxo) e emissão de rádio da rede Low-Frequency Array (LOFAR) na Holanda (azul), faz exatamente isso. A emissão óptica do Sloan Digital Sky Survey também é mostrada. O aglomerado de galáxias Abell 1033 está localizado a cerca de 1,6 bilhão de anos-luz da Terra.

Usando dados de raios X e rádio, os cientistas determinaram que o Abell 1033 é na verdade dois aglomerados de galáxias no processo de colisão. Esse evento extraordinariamente energético, ocorrendo de cima para baixo na imagem, produziu ondas de choque e turbulência, semelhantes aos estrondos sônicos produzidos por um avião que se movia mais rápido que a velocidade do som.

No Abell 1033, a colisão interage com outro processo cósmico energético, a produção de jatos de partículas de alta velocidade por matéria espiralando em um buraco negro supermassivo, neste caso localizado em uma galáxia em um dos aglomerados. Esses jatos são revelados por emissão de rádio para os lados esquerdo e direito da imagem. A emissão de rádio é produzida por elétrons espiralando ao redor das linhas do campo magnético, um processo chamado de emissão síncrotron.

Os elétrons nos jatos estão viajando muito próximos da velocidade da luz. À medida que a galáxia e seu buraco negro se moviam em direção à parte inferior da imagem, o jato da direita reduziu a velocidade ao colidir com gás quente no outro aglomerado de galáxias. O jato da esquerda não diminuiu porque encontrou muito menos gás quente, dando uma aparência distorcida para os jatos, em vez da linha reta que é normalmente vista.

Isso sugere que os elétrons são reenergizados, presumivelmente quando os jatos interagem com ondas de choque no gás quente. Os elétrons que produzem a emissão de rádio normalmente perderão quantidades substanciais de energia em dezenas a centenas de milhões de anos à medida que vão irradiando. A emissão de rádio seria então indetectável. No entanto, a emissão de rádio amplamente observada em Abell 1033, que se estende por cerca de 500.000 anos-luz, implica que os elétrons energéticos estão presentes em maiores quantidades e com energias mais altas do que se pensava anteriormente. Um motivo é que os elétrons receberam um aumento adicional de energia devido as ondas de choques e turbulência.

Outras fontes de emissão de rádio na imagem além do objeto em forma de nave espacial são os jatos mais curtos de outra galáxia e uma "fênix de rádio" consistindo de uma nuvem de elétrons que desapareceu na emissão de rádio, mas foi reenergizada quando ondas de choque comprimiam a nuvem. Isso fez com que a nuvem brilhasse mais uma vez nas frequências de rádio, conforme reportado em 2015.

A equipe que fez este estudo utilizará observações com o Chandra e o LOFAR para procurar exemplos adicionais de aglomerados de galáxias em colisão com emissões de rádio distorcidas, para aprofundar sua compreensão desses objetos energéticos.

Um artigo descrevendo esse resultado foi publicado na Science Advances.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A dança das galáxias pequenas que rodeiam a Via Láctea

Uma equipe internacional, liderada por pesquisadores do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC), usou dados do satélite Gaia da ESA para medir o movimento de 39 galáxias anãs. Estes dados fornecem informações sobre a dinâmica destas galáxias, as suas histórias e as suas interações com a Via Láctea.

© ESA/Gaia/DPAC (galáxias anãs em movimento)

No fundo vemos a imagem construída a partir de fontes pontuais pelo Gaia. Só podemos ver as galáxias anãs mais brilhantes, e até elas são pouco visíveis. As galáxias estão legendadas com os seus nomes e as setas mostram a direção do seu movimento em relação ao centro da Via Láctea. A cor indica a direção radial: aquelas em azul estão se aproximando do centro, aquelas em vermelho estão se afastando.

Em torno da Via Láctea existem muitas galáxias anãs, que podem ser dezenas de milhares de vezes ou até milhões de vezes menos luminosas do que a Via Láctea. Em comparação com galáxias normais ou gigantes, as galáxias anãs contêm muito menos estrelas e, portanto, a sua luminosidade é menor.

Estas galáxias anãs foram objeto de estudo por parte de uma equipe internacional de astrônomos liderada por Tobias K. Fritz e Giuseppina Battaglia, ambos do IAC. Graças a dados obtidos pela missão espacial Gaia da ESA, que se tornaram disponíveis no seu segundo lançamento em abril de 2018, os cientistas puderam medir o movimento no céu de 39 galáxias anãs, determinando a sua direção e velocidade.

Antes do segundo lançamento de dados do satélite Gaia, não era possível realizar estas medições para 29 das galáxias analisadas. Os pesquisadores descobriram que muitas delas estão se movendo num plano conhecido como vasta estrutura polar.

Battaglia destaca que a origem da vasta estrutura polar não é ainda totalmente compreendida, mas as suas características parecem desafiar os modelos cosmológicos de formação galáctica. A Grande Nuvem de Magalhães também pode ser encontrada nesta estrutura plana, o que pode significar uma ligação.

Através da análise dos dados relativos aos movimentos, foi descoberto que várias das galáxias anãs têm órbitas que as aproximam das regiões internas da Via Láctea. A atração gravitacional que a Via Láctea exerce sobre estas galáxias pode ser comparada à ação das marés.

Consequentemente, é possível explicar as propriedades observadas de alguns destes objetos, como Hercules e Crater II. Por outro lado, surgem novas questões. Ao longo dos anos, observou-se que algumas galáxias têm características peculiares que podem, potencialmente, ter sido provocadas por perturbações de maré pela Via Láctea (por exemplo, Carina I), mas as suas órbitas não parecem confirmar esta hipótese.

As órbitas determinadas permitiram detectar que a maioria das galáxias estudadas se encontram próximo do pericentro da sua órbita (o ponto mais próximo do centro da Via Láctea). No entanto, a física básica explica que devem passar a maior parte do tempo perto do apocentro (o ponto mais distante do centro da Via Láctea). Isto sugere que devem existir muitas mais galáxias anãs que ainda precisam ser descobertas e que se escondem a grandes distâncias do centro da Via Láctea.

As galáxias anãs, além de serem interessantes por si só, são um dos poucos indicadores de matéria escura que podem ser usados nas partes mais externas da Via Láctea. Pensa-se que este tipo de matéria é responsável por cerca de 80% da massa total do Universo. No entanto, não pode ser observada diretamente, portanto, a sua detecção é difícil. Os movimentos de corpos celestes como as galáxias anãs podem ser usados para medir a massa total de matéria dentro de um volume. Para este objetivo, subtrai-se a massa destes objetos luminosos detectados e obtemos uma estimativa da quantidade de matéria escura. A partir destes dados, os pesquisadores podem inferir que a quantidade de matéria escura na Via Láctea é grande, aproximadamente 1,6 trilhões de massas solares.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Uma enorme galáxia "fantasma" situada nos arredores da Via Láctea

O satélite Gaia avistou uma enorme galáxia "fantasma" situada nos arredores da Via Láctea.

© ESO/S. Brunie/G. Torrealba (Antlia 2)

a imagem mostra Antlia 2 (canto superior esquerdo), escondida no lado oposto da Via Láctea, é tão grande quanto a Grande Nuvem de Magalhães (canto inferior direito), mas muito mais fraca. Uma bolha brilhante e artificial representando Antlia 2 foi adicionada para mostrar sua localização.

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu o objeto massivo quando vasculhava dados da missão da ESA.

O objeto, de nome Antlia 2 (ou Ant 2), tem evitado a detecção até agora devido à sua densidade extremamente baixa, bem como devido ao seu esconderijo perfeito, atrás do manto do disco da Via Láctea.

A Ant 2 é conhecida como uma galáxia anã. À medida que as estruturas surgiram no início do Universo, as anãs foram as primeiras galáxias formadas, de modo que a maioria das suas estrelas são velhas, de baixa massa e pobres em metal. Mas, em comparação com as outras satélites anãs conhecidas da nossa Galáxia, a Ant 2 é enorme: é tão grande quanto a Grande Nuvem de Magalhães e tem um-terço do tamanho da própria Via Láctea.

O que torna a Ant 2 ainda mais incomum é a pouca luz que fornece. Em comparação com a Grande Nuvem de Magalhães, outro satélite da Via Láctea, a Ant 2 é 10.000 vezes mais tênue. Por outras palavras, ou é demasiado larga para a sua luminosidade ou demasiado fraca para o seu tamanho.

A missão Gaia da ESA produziu o mais rico catálogo estelar até à data, incluindo medições de alta precisão de quase 1,7 bilhões de estrelas e revelando detalhes inéditos da nossa Galáxia. No início deste ano, o segundo lançamento de dados Gaia disponibilizou novos detalhes sobre as estrelas da Via Láctea.

Os cientistas examinaram os novos dados do Gaia em busca de satélites da Via Láctea usando estrelas RR Lyrae. Estas estrelas são velhas e pobres em metais, típicas das encontradas numa galáxia anã. As estrelas RR Lyrae mudam de brilho com um período de meio dia e podem ser localizadas graças a estes pulsos bem definidos.

A equipe contactou colegas do Anglo-Australian Telescope (AAT) na Austrália, mas quando verificaram as coordenadas de Ant 2, perceberam que tinham apenas uma janela limitada de oportunidades para obter dados de acompanhamento. Foram capazes de medir o espectro de mais de 100 estrelas gigantes vermelhas pouco antes do movimento da Terra ao redor do Sol tornar Ant 2 inobservável durante meses.

Os espectros permitiram a confirmação de que o objeto fantasmagórico que haviam avistado era real: todas as estrelas se movimentavam juntas. A Ant 2 nunca chega muito perto da Via Láctea, ficando sempre pelo menos a 40 kpc (kiloparsecs, cerca de 130.000 anos-luz) de distância. Os pesquisadores também foram capazes de obter a massa da galáxia, que é muito menor do que o esperado para um objeto deste tamanho.

Se é impossível "inchar" a anã removendo-lhe matéria, então Ant 2 deve ter nascido enormíssima. A equipe ainda precisa de descobrir o processo exato que tornou Ant 2 tão estendida. Embora objetos deste tamanho e luminosidade não tenham sido previstos pelos modelos atuais de formação galáctica, especulou-se recentemente que algumas anãs podem ser inchadas por vigorosa formação estelar. Os ventos estelares e as explosões de supernova afastariam o gás não utilizado, enfraquecendo a gravidade que une a galáxia e permitindo que a matéria escura também se desvie.

Alternativamente, a baixa densidade de Ant 2 pode significar que é necessária uma modificação nas propriedades da matéria escura. A teoria atualmente favorecida prevê que a matéria escura se acumule nos centros das galáxias. Dada a aparência leve da nova anã, poderá ser necessária uma partícula de matéria escura que gosta menos de se agrupar.

O espaço entre Ant 2 e o resto das galáxias anãs é tão grande que isso poderá ser um indício de que falta alguma física importante nos modelos de formação das galáxias anãs. Resolver o enigma de Ant 2 pode ajudar a entender como surgiram as primeiras estruturas do Universo primitivo. A descoberta de mais objetos como Ant 2 mostrará quão comuns são estas galáxias fantasmagóricas, e a equipe está ocupada em procurar outras galáxias semelhantes nos dados do Gaia.

Fonte: University of Cambridge

Uma super-Terra orbita a Estrela de Barnard

Foi detectado um planeta em órbita da Estrela de Barnard, a uns meros 6 anos-luz de distância da Terra.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração de uma super-Terra em órbita da Estrela de Barnard)

Esta descoberta é o resultado das campanhas Pontos Vermelhos e CARMENES, cuja busca de planetas rochosos próximos revelou já um novo mundo em órbita da nossa vizinha mais próxima, a Proxima Centauri.

O planeta, designado Estrela de Barnard b, ocupa o lugar de segundo exoplaneta conhecido mais próximo da Terra. As estrelas mais próximas do Sol constituem o sistema estelar triplo de Alfa Centauri, sendo Proxima Centauri a estrela mais próxima da Terra deste sistema.

Os dados colectados indicam que o planeta pode ser uma super-Terra, com uma massa de, pelo menos, 3,2 vezes a massa da Terra, e que orbita a sua estrela hospedeira com um período de cerca de 233 dias. A Estrela de Barnard é uma anã vermelha, ou seja, uma estrela fria de pequena massa que ilumina pouco o mundo agora descoberto. A luz da estrela dá ao seu planeta apenas 2% da energia que a Terra recebe do Sol.

Apesar de se encontrar relativamente perto da sua estrela progenitora, a uma distância de apenas 0,4 vezes a distância entre a Terra e o Sol, o exoplaneta situa-se próximo da linha de neve, a região onde compostos voláteis, tais como a água, podem condensar-se em gelo sólido. Este mundo gelado e sombrio pode ter uma temperatura de -170º C, o que o tornaria hostil para a vida tal como a conhecemos.

Retirando o seu nome do astrônomo E. E. Barnard, a Estrela de Barnard é a estrela individual situada mais próximo do Sol. Apesar da estrela propriamente dita ser antiga, terá provavelmente o dobro da idade do Sol, e relativamente inativa, é na realidade a estrela com o movimento aparente mais rápido de todo o céu noturno. A velocidade total da Estrela de Barnard relativamente ao Sol é de cerca de 500.000 km/h. Apesar de ser muito rápida, esta não é no entanto a estrela mais rápida conhecida. O que torna o movimento de uma estrela digno de nota é o quão rápido esta parece mover-se no céu noturno vista a partir da Terra, o chamado movimento aparente. A Estrela de Barnard cobre uma distância equivalente ao diâmetro da Lua no céu em 180 anos.

As super-Terras são o tipo mais comum de planeta que se forma em torno de estrelas de pequena massa como a Estrela de Barnard, o que dá credibilidade ao recentemente descoberto candidato a planeta. Adicionalmente, as atuais teorias de formação planetária prevêem que a linha de neve é o local ideal para a formação de tais planetas.

Buscas anteriores de um planeta em torno da Estrela de Barnard tiveram resultados decepcionantes, esta descoberta foi agora possível apenas porque se combinaram medições de diversos instrumentos de alta precisão montados em telescópios de todo o mundo. Entre os instrumentos usados estão os famosos caçadores de planetas do ESO, os espectrógrafos HARPS e UVES.

Os astrônomos usaram o efeito Doppler para encontrar o candidato a exoplaneta. À medida que o planeta orbita a estrela, a sua atração gravitacional faz com que a estrela oscile ligeiramente. Quando a estrela se afasta da Terra, o seu espectro desvia-se para o vermelho, ou seja, desloca-se para os maiores comprimentos de onda. Do mesmo modo, quando a estrela se aproxima da Terra, a sua luz é desviada para os comprimentos de onda menores, mais azuis.

Por intermédio do efeito Doppler foi possível medir, com uma precisão extraordinária, as variações na velocidade da estrela devido à existência de um planeta em sua órbita. O HARPS consegue detectar variações na velocidade de uma estrela tão pequenas quanto 3,5 km/hora, o que equivale à velocidade de passo de uma pessoa. Este método de procura de exoplanetas é conhecido por método das velocidades radiais e, até agora, nunca tinha sido usado para detectar um exoplaneta do tipo super-Terra numa órbita tão extensa em torno da sua estrela.

Este trabalho foi publicado hoje na revista Nature.

Fonte: ESO

Um berçário estelar em Cepheus

O que tem dentro dessa caverna cósmica? Um berçário estelar com 10 anos-luz de profundidade.

© Chuck Ayoub (Sh2-155)

O panorama celeste caracterizado é dominado pelo empoeirado Sh2-155, a Nebulosa da Caverna.

Na imagem telescópica, os dados obtidos através de filtros de banda estreita monitoram o brilho nebular do hidrogênio, oxigênio e enxofre.

A cerca de 2.400 anos-luz de distância, a cena encontra-se ao longo do plano da nossa Via Láctea em direção à constelação de Cepheus. Explorações astronômicas da região revelam que ela se formou no limite da enorme nuvem molecular Cepheus B e das estrelas jovens e quentes da associação Cepheus OB 3.

A borda brilhante do gás hidrogênio ionizado é energizada pela radiação das estrelas quentes, dominada pela estrela brilhante à esquerda da entrada da caverna. As frentes de ionização acionadas por radiação provavelmente estão provocando núcleos em colapso e novas formações estelares internas.

Fonte: NASA

SOFIA desvenda a misteriosa formação dos aglomerados estelares

O Sol, tal como todas as estrelas, nasceu numa gigantesca nuvem de gás e poeira molecular.

© NASA/SOFIA/Lynette Cook (ilustração de nuvens moleculares rodeadas por invólucros atômicos)

A imagem mostra das nuvens moleculares rodeadas por invólucros atômicos, em verde, que foram detectadas pelo SOFIA via emissão de carbono ionizado. O deslocamento espacial e os movimentos destes invólucros confirmam as previsões de simulações de colisões de nuvens.

Pode ter tido dezenas ou até centenas de irmãs estelares, ou seja, um aglomerado estelar, mas estas companheiras iniciais estão agora espalhadas pela Via Láctea. Embora os remanescentes deste evento de formação em particular se tenham dispersado há muito, o processo de nascimento estelar continua ainda hoje dentro da nossa Galáxia e além. Os aglomerados estelares são concebidos nos corações de nuvens opticamente escuras onde as primeiras fases de formação têm permanecido historicamente escondidas da nossa vista. Mas estas nuvens frias e empoeiradas brilham intensamente no infravermelho, de como que telescópios como o SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) podem começar a revelar estes segredos de longa data.

Os modelos tradicionais afirmam que a força da gravidade pode ser a única responsável pela formação de estrelas e aglomerados estelares. Observações mais recentes sugerem que os campos magnéticos, a turbulência ou ambos estão também envolvidos e podem até dominar o processo de formação. Mas o que desencadeia os eventos que levam ao nascimento de aglomerados estelares?

Usando o instrumento do SOFIA conhecido como GREAT (German Receiver for Astronomy at Terahertz Frequencies), foram encontradas novas evidências de que os aglomerados estelares se formam através de colisões entre nuvens moleculares gigantes.

"As estrelas são alimentadas por reações nucleares que produzem novos elementos químicos," comenta Thomas Bisbas, pesquisador de pós-doutorado da Universidade da Virgínia. "A própria existência de vida na Terra é o produto de uma estrela que explodiu há bilhões de anos, mas ainda não sabemos como estas estrelas ,incluindo o nosso próprio Sol, se formam."

Os pesquisadores estudaram a distribuição e o movimento do carbono ionizado em torno de uma nuvem molecular onde as estrelas podem formar-se. Parecem haver dois componentes distintos de gás molecular colidindo um com o outro a velocidades superiores a 32.000 km/h. A distribuição e velocidade dos gases moleculares e ionizados são consistentes com as simulações de colisões de nuvens, que indicam que os aglomerados de estrelas se formam à medida que o gás é comprimido na onda de choque criada quando as nuvens colidem.

Embora ainda não haja consenso científico sobre o mecanismo responsável por impulsionar a formação de aglomerados de estrelas, estas observações do SOFIA ajudaram os cientistas a dar um passo importante para desvendar o mistério. Este campo de pesquisa continua ativo e os dados fornecem evidências cruciais a favor do modelo de colisão. Os autores esperam que as futuras observações testem este cenário para determinar se o processo de colisão de nuvens é único para esta região, mais difundido, ou até mesmo um mecanismo universal para a formação de aglomerados estelares.

O nosso próximo passo dos pesquisadores é usar o SOFIA para observar um número maior de nuvens moleculares que formam aglomerados estelares, possibilitando entender quão comuns são as colisões de nuvens no desencadeamento do nascimento estelar na nossa Galáxia.

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

Fonte: NASA

Revelado crescimento de buracos negros em colisões galácticas

Espreitando através de paredes espessas de gás e poeira que rodeiam os núcleos desordenados de galáxias em fusão, os astrônomos estão obtendo a sua melhor visão, até à data, de pares íntimos de buracos negros supermassivos enquanto marcham em direção à coalescência em mega buracos negros.

© NASA/ESA/M. Koss (união entre um par de núcleos de galáxias em colisão)

Estas imagens revelam o estágio final de uma união entre um par de núcleos de galáxias em colisão. A imagem da esquerda, obtida pelo instrumento WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble, mostra a galáxia em fusão NGC 6240. Uma ampliação dos dois núcleos brilhantes desta união galáctica pode ser visto à direita. Esta visão, obtida no infravermelho, atravessa a nuvem densa de poeira e gás que rodeia as duas galáxias em colisão e revela os núcleos ativos. Os buracos negros gigantes nestes núcleos estão crescendo rapidamente à medida que devoram gás empurrado pela fusão.

Uma equipe de pesquisadores liderada por Michael Koss da Eureka Scientific Inc. em Kirkland, Washington, realizou o maior levantamento dos núcleos de galáxias próximas no infravermelho, usando imagens de alta resolução obtidas pelo telescópio espacial Hubble e pelo Observatório W. M. Keck no Havaí. As observações do Hubble representam mais de 20 anos de instantâneos do seu vasto arquivo.

As imagens também fornecem uma visualização detalhada de um fenômeno que deve ter sido mais comum no início do Universo, quando as fusões de galáxias eram mais frequentes. Quando as galáxias colidem, os seus buracos negros monstruosos podem liberar grandes quantidades de energia na forma de ondas gravitacionais, o tipo de ondulação no espaço-tempo que só recentemente foi detectada por experiências inovadoras.

O novo estudo também fornece uma antevisão do que provavelmente acontecerá no nosso próprio "quintal" cósmico, daqui a vários bilhões de anos, quando a nossa Via Láctea se combinar com a vizinha Galáxia de Andrômeda e os seus respectivos buracos negros centrais se fundirem.

As simulações computacionais de colisões galácticas mostram que os buracos negros crescem mais rapidamente durante os estágios finais de fusões, perto do momento em que os buracos negros interagem.

Uma fusão galáctica é um processo lento que dura mais de um bilhão de anos, quando duas galáxias, sob o impulso inexorável da gravidade, oscilam uma na direção da outra antes de finalmente se unirem. As simulações revelam que as galáxias levantam muito gás e muita poeira enquanto se submetem a esta colisão em câmara lenta.

O material ejetado forma muitas vezes uma cortina espessa em torno dos centros das galáxias coalescentes, protegendo-os da observação no visível. Parte deste material também cai nos buracos negros situados nos núcleos das galáxias em fusão. Os buracos negros crescem rapidamente enquanto devoram o seu alimento cósmico e fazem com que o gás em queda brilhe intensamente. Este rápido crescimento ocorre durante os últimos 10 a 20 milhões de anos antes da união. As imagens do Hubble e do Keck captaram visões detalhadas deste estágio final, quando os buracos negros inchados estão separados por apenas 3.000 anos-luz.

Não é fácil encontrar núcleos galácticos tão próximos um do outro. A maioria das observações prévias de galáxias em colisão capturaram os buracos negros coalescentes em estágios iniciais, quando estavam aproximadamente 10 vezes mais longe um do outro. O estágio final do processo de fusão é muito elusivo porque as galáxias estão envoltas em poeira e gás e requer observações de alta resolução no infravermelho, comprimento de onda este que consegue atravessar as nuvens e identificar as posições dos dois núcleos em fusão.

A equipe procurou em primeiro lugar buracos negros ativos e visualmente obscurecidos examinando 10 anos de dados de raios X do BAT (Burst Alert Telescope) acoplado ao telescópio Neil Gehrels Swift da NASA, um observatório espacial de alta energia. O gás que cai nos buracos negros emite raios X e o seu brilho indica a rapidez a que o buraco negro cresce.

Os pesquisadores vasculharam o arquivo do Hubble, identificando aquelas fusões galácticas que avistaram nos dados de raios X. Usaram então a visão supernítida e no infravermelho próximo do Observatório Keck para observar uma amostra maior de buracos negros produtores de raios X não encontrados no arquivo do Hubble.

A equipe teve como alvo galáxias a uma distância média de 330 milhões de anos-luz da Terra. Muitas das galáxias são semelhantes em tamanho à Via Láctea e à Galáxia de Andrômeda. Foram analisadas 96 galáxias do Observatório Keck e 385 galáxias do arquivo do Hubble encontradas em 38 diferentes programas de observação deste telescópio espacial. As galáxias da amostra são representativas do que os astrônomos encontrariam ao realizar uma pesquisa em todo o céu.

Para verificar os seus resultados, a equipe de Koss comparou as galáxias do levantamento com outras 176 galáxias do arquivo do Hubble que não possuem buracos negros com crescimento ativo. A comparação confirmou que os núcleos luminosos do censo de galáxias poeirentas em interação são uma assinatura de pares de buracos negros em rápido crescimento que se dirigem para uma colisão.

Quando os dois buracos negros supermassivos em cada um destes sistemas finalmente se juntarem, daqui a milhões de anos, os seus encontros produzirão fortes ondas gravitacionais. As ondas gravitacionais produzidas pela colisão entre dois buracos negros de massa estelar já foram detectadas pelo LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory). Observatórios como o planejado LISA (Laser Interferometer Space Antenna) da NASA/ESA serão capazes de detectar as ondas gravitacionais de baixa frequência de fusões de buracos negros supermassivos, que são um milhão de vezes mais massivos do que aqueles detectados pelo LIGO.

Futuros telescópios infravermelhos, como o James Webb da NASA e uma nova geração de telescópios terrestres gigantes, fornecerão uma análise ainda melhor das colisões de galáxias empoeiradas, medindo as massas, a taxa de crescimento e a dinâmica de pares de buracos negros íntimos. O telescópio James Webb poderá também ser capaz de observar no infravermelho médio para descobrir mais interações galácticas tão encapsuladas em gás e poeira espessa que até mesmo o infravermelho próximo não pode penetrar.

Os resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: University of Maryland

ALMA e MUSE detectam fonte galáctica

Astrônomos revelaram uma enorme fonte de gás molecular alimentada por um buraco negro na galáxia mais brilhante do aglomerado Abell 2597.

© ALMA/MUSE (Abell 2597)

Uma equipe de pesquisadores observou um buraco negro massivo localizado no núcleo de uma galáxia distante lançando uma enorme quantidade de gás molecular frio para o espaço, o qual cai seguidamente no buraco negro tal qual um dilúvio intergaláctico. O ciclo galáctico completo de entrada e saída de material que alimenta esta vasta fonte cósmica nunca tinha sido antes observado num único sistema.

Os astrônomos usaram o ALMA para determinar a posição e seguir o movimento de moléculas de monóxido de carbono no seio da nebulosa. Descobriu-se que estas moléculas frias, com temperaturas tão baixas como menos 250-260º C caiem em direção ao buraco negro. A equipe usou também dados do instrumento MUSE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO para encontrar gás mais quente, e que está sendo lançado pelo buraco negro sob a forma de jatos.

Estes dois conjuntos de dados dão-nos uma imagem completa do processo: o gás frio cai em direção ao buraco negro, “acendendo” o buraco negro e fazendo com que este lance jatos de plasma incandescente muito rápidos para o espaço. Estes jatos saem portanto do buraco negro sob a forma de uma extraordinária fonte galáctica. Sem possibilidade de escapar da forma gravitacional galáctica, o plasma arrefece, abranda e eventualmente volta a cair no buraco negro, onde o ciclo recomeça.

Esta observação sem precedentes pode dar-nos muita informação sobre o ciclo de vida das galáxias. A equipe pressupõe que este processo pode ser, não apenas bastante comum, como também essencial para percebermos a formação galáctica. Apesar da entrada e saída de gás molecular frio terem sido já previamente detectadas, esta é a primeira vez que ambas são detectadas num só sistema, tratando-se por isso da primeira evidência de que ambas fazem parte do mesmo processo.

O Abell 2597 situa-se na constelação do Aquário e o seu nome provém da sua inclusão no catálogo de aglomerados de galáxias ricos de Abell. Este catálogo inclui ainda aglomerados como o aglomerado da Fornalha, o aglomerado de Hércules e o aglomerado de Pandora.

Este trabalho foi publicado na revista da especialidade The Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

A Sombra do Morcego na cauda da Nebulosa da Serpente

O telescópio espacial Hubble captou parte da maravilhosa Nebulosa da Serpente, iluminada pela estrela HBC 672.

© Hubble (Nebulosa da Serpente iluminada pela estrela HBC 672)

Esta jovem estrela gera uma sombra marcante, apelidada de Sombra do Morcego, na nebulosa atrás dela, revelando sinais do seu outrora invisível disco protoplanetário.

A Nebulosa da Serpente, localizada na constelação da Cauda da Serpente a cerca de 1.300 anos-luz de distância da Terra, sendo uma nebulosa de reflexão que tem a maior parte de seu brilho devido à luz emitida por estrelas como HBC 672, uma jovem estrela aninhada em seu campo empoeirado. Nesta imagem, o telescópio espacial Hubble expôs duas enormes sombras semelhantes a cones provenientes da HBC 672.

Estas sombras colossais na Nebulosa da Serpente lançadas pelo disco protoplanetário em torno da HBC 672. Ao se agarrar firmemente à estrela, o disco cria uma sombra imponente, muito maior que o disco, com aproximadamente 200 vezes o diâmetro do nosso próprio Sistema Solar. A sombra do disco é semelhante à produzida por um abajur cilíndrico. A luz escapa da parte superior e inferior da sombra, mas ao longo de sua circunferência, cones escuros se formam.

O disco em si é tão pequeno e distante da Terra que nem o Hubble consegue detectá-lo circundando sua estrela hospedeira. No entanto, a Sombra do Morcego revela detalhes da forma e natureza do disco. A presença de uma sombra implica que o disco está sendo visto de lado.

Embora a maior parte da sombra seja completamente opaca, os cientistas podem procurar diferenças de cor ao longo de suas bordas, por onde alguma luz passa. Usando a forma e a cor da sombra, eles podem determinar o tamanho e a composição dos grãos de poeira no disco.

Toda a Nebulosa da Serpente, da qual esta imagem mostra apenas uma pequena parte, poderia abrigar mais destas projeções de sombra. A nebulosa envolve centenas de estrelas jovens, muitas das quais também poderiam estar no processo de formação de planetas em um disco protoplanetário.

Embora sombras geradas pelos discos sejam comuns em estrelas jovens, a combinação de um ângulo de visão de borda e a nebulosa circundante é rara. No entanto, em uma improvável coincidência, um fenômeno similar de sombra pode ser visto emanando de outra jovem estrela, no canto superior esquerdo da imagem.

Estas informações preciosas sobre discos protoplanetários em volta de estrelas jovens permitem que os astrônomos estudem nosso próprio passado. O sistema planetário em que vivemos surgiu de um disco protoplanetário semelhante quando o Sol tinha apenas alguns milhões de anos de idade. Ao estudar estes discos distantes, descobrimos a formação e evolução de nosso próprio lar cósmico.

Fonte: ESA

Descoberto o gigante que moldou os primórdios da Via Láctea

Há cerca de 10 bilhões de anos, a Via Láctea fundiu-se com uma grande galáxia.

© ESA (ilustração da formação da Via Láctea)

As estrelas desta parceira, de nome Gaia-Encélado, compõem a maior parte do halo da Via Láctea e também moldaram o seu espesso disco, dando-lhe a sua forma inchada.

As galáxias grandes como a nossa Via Láctea são o resultado de fusões entre galáxias menores. Uma questão notável é se uma galáxia como a Via Láctea é o produto de muitas fusões pequenas ou de algumas grandes. A professora de astronomia Amina Helmi, da Universidade de Groningen, passou a maior parte da sua carreira à procura de "fósseis" na nossa Via Láctea, que podem fornecer algumas pistas sobre a sua evolução. Ela usa a composição química, a posição e a trajetória das estrelas no halo para deduzir a sua história e, assim, identificar as fusões que criaram a jovem Via Láctea.

O recente segundo lançamento de dados da missão do satélite Gaia forneceu à professora Helmi dados sobre cerca de 1,7 bilhões de estrelas. Helmi esteve envolvida no desenvolvimento da missão Gaia durante cerca de vinte anos e fez parte da equipe de validação do segundo lançamento.

A assinatura química de muitas estrelas do halo era claramente diferente das estrelas "nativas" da Via Láctea. E pertencem a um grupo bastante homogêneo, o que indica que partilham uma origem comum. Ao traçar a trajetória e a assinatura química, as "invasoras" destacam-se claramente. As estrelas mais jovens de Gaia-Encélado são na realidade mais jovens do que as estrelas nativas da Via Láctea no que é hoje a região do disco espesso. Isto significa que a progenitora deste disco espesso já estava presente quando a fusão ocorreu e Gaia-Encélado, devido ao seu grande tamanho, abanou-o e inchou-o.

Num artigo anterior, Helmi já havia descrito uma enorme "bolha" de estrelas que partilhavam uma origem comum. Agora, ela mostra que as estrelas desta bolha no halo são os detritos da fusão da Via Láctea com uma galáxia que era um pouco mais massiva do que a Pequena Nuvem de Magalhães, há cerca de dez bilhões de anos. A galáxia é chamada Gaia-Encélado, em honra ao Gigante Encélado que, na mitologia grega, nasceu de Gaia (a deusa da Terra) e Urano (o deus do Céu).

Os dados sobre a cinemática, química, idade e distribuição espacial das estelas nativas da Via Láctea e os remanescentes de Gaia-Encélado lembraram Helmi de simulações realizadas por um ex-aluno de doutoramento, há aproximadamente dez anos. As suas simulações da fusão de uma galáxia grande em forma de disco com a jovem Via Láctea produziram uma distribuição de estrelas de ambos os objetos, que está em linha com os dados do Gaia.

A descoberta foi publicada na revista científica Nature.

Fonte: University of Groningen

Confirmada a colisão entre duas galáxias satélites da Via Láctea

Se, numa noite limpa, se encontrar no hemisfério sul, poderá ver duas nuvens luminosas deslocadas da Via Láctea.

© DSS2/Davide De Martin (Pequena Nuvem de Magalhães)

Estas nuvens de estrelas são galáxias satélites da Via Láctea, chamadas Pequena Nuvem de Magalhães e Grande Nuvem de Magalhães.

Usando dados recentemente divulgados de um novo e poderoso telescópio espacial, astrônomos da Universidade de Michigan descobriram que a região sudeste, a “Asa”, da Pequena Nuvem de Magalhães, está se afastando do corpo principal desta galáxia anã, fornecendo a primeira evidência inequívoca de que a Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães colidiram recentemente.

Os astrônomos estavam examinando a Pequena Nuvem de Magalhães em busca de estrelas "fugitivas", estrelas que foram expelidas de aglomerados no interior da galáxia anã. Para observar esta galáxia, usaram um recente lançamento de dados do telescópio espacial Gaia da ESA.

O Gaia está configurado para fotografar as estrelas várias vezes ao longo de um período de vários anos a fim de traçar os seus movimentos em tempo real. Desta forma, os cientistas podem medir como as estrelas se movem pelo céu.

O estudo de estrelas numa única galáxia ajuda os astrônomos de duas maneiras: em primeiro lugar, fornece uma amostra estatisticamente completa das estrelas numa galáxia hospedeira. Em segundo lugar, isto fornece aos astrônomos uma distância uniforme de todas as estrelas, o que ajuda a medir as suas velocidades individuais.

Os astrônomos estudam estrelas em fuga para determinar como foram expulsas destes aglomerados. Num mecanismo, chamado de cenário de supernova binária, uma estrela num par ligado gravitacionalmente explode como uma supernova, ejetando a outra estrela. Este mecanismo produz estrelas binárias emissoras de raios X.

Outro mecanismo é que um aglomerado de estrelas gravitacionalmente instável eventualmente ejeta uma ou duas estrelas do grupo. Isto é chamado de ejeção dinâmica, que produz estrelas binárias normais. Os pesquisadores encontraram números significativos de estrelas fugitivas entre binários de raios X e binários normais, indicando que ambos os mecanismos são importantes na expulsão de estrelas de aglomerados.

Ao observar estes dados, a equipe também observou que todas as estrelas da Asa estão se movendo numa direção e velocidade semelhantes. Isto demonstra que a Pequena e a Grande Nuvens de Magalhães provavelmente tiveram uma colisão há algumas centenas de milhões de anos.

Gurtina Besla, colaboradora do estudo e astrônoma da Universidade do Arizona, modelou a colisão da Pequena com a Grande Nuvem de Magalhães. Ela e a sua equipe previram, há alguns anos, que uma colisão direta faria com que a região da Asa da Pequena Nuvem de Magalhães se movesse em direção à Grande Nuvem de Magalhães, ao passo que se as duas galáxias simplesmente passassem perto uma da outra, as estrelas da Asa estariam movendo-se numa direção perpendicular. Em vez disso, a Asa afasta-se da Pequena Nuvem de Magalhães, em direção à Grande Nuvem de Magalhães, confirmando que ocorreu uma colisão direta.

Os resultados foram publicados na revista The Astrophysical Research Letters.

Fonte: University of Michigan