Ajude a nomear duas luas de Plutão

A comunidade astronômica está pedindo a ajuda do público para nomear as mais recentes luas descobertas em torno de Plutão, que atualmente têm as designações P4 e P5.

© Hubble (luas de Plutão)

Os pequenos satélites foram descobertos pelo telescópio espacial Hubble em 2011 e 2012, respectivamente.
As outras três luas conhecidas de Plutão - Caronte, Nix e Hidra - têm o nome de personagens da mitologia grega associadas com o submundo. A pequena lista de nomes em que os membros interessados do público podem votar segue esse mesmo padrão.
"Os Gregos eram grandes contadores de histórias, e deram-nos um elenco de personagens coloridas para trabalhar," afirma Mark Showalter, cientista do Instituto SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence) em Mountain View, no estado americano da Califórnia.
Para votar nos nomes acesse o site: plutorocks.com até o dia 25 de Fevereiro.
As luas P4 e P5 são ambas muito pequenas, com diâmetros entre 20 e 30 km. Foram descobertas por investigadores associados à missão New Horizons da NASA, que tem passagem prevista pelo sistema plutoniano em 2015. A equipe tem pesquisado Plutão e seus arredores em busca de anéis, pequenas luas e outros objetos que possam representar um perigo para a sonda em rápido movimento.
Plutão foi descoberto em 1930. O seu título de planeta foi posto em julgamento quando a União Astronômica Internacional criou uma nova definição de "planeta" em 2006. Nesse ano, Plutão foi despromovido para a categoria de "planeta anão", uma categoria criada recentemente para descrever muitos outros objetos do Cinturão de Kuiper, o anel de corpos gelados além de Netuno.
Caronte é de longe a maior das luas de Plutão, medindo 1.043 km de diâmetro. Nix e Hidra variam entre os 32 e 113 km.

Fonte: SETI Institute

A origem misteriosa dos raios cósmicos

Novas observações muito detalhadas obtidas pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO dos restos de uma supernova com mil anos de idade, revelaram pistas sobre a origem dos raios cósmicos.

© ESO (supernova remanescente SN 1006)

Pela primeira vez, as observações sugerem que a presença de partículas muito rápidas nos restos de supernova podem ser as precursoras dos raios cósmicos.

No ano de 1006 foi vista no céu austral uma nova estrela, tendo sido registada em todo o mundo. Era muitas vezes mais brilhante do que o planeta Vênus e pode até mesmo ter rivalizado com o brilho da Lua. Era tão brilhante no seu máximo, que produzia sombras e podia ser vista durante o dia. Mais recentemente, astrônomos identificaram o local desta supernova e deram-lhe o nome de SN 1006. Encontraram também um anel de material brilhante em expansão na constelação austral do Lobo, que constitui os restos desta vasta explosão.

© ESO (observações da frente de choque da SN 1006)

Durante muito tempo suspeitou-se que tais restos de supernova pudessem ser o local onde alguns raios cósmicos se formariam. Os raios cósmicos são partículas de energia muito elevada que têm origem fora do Sistema Solar e que viajam quase à velocidade da luz. Mas até agora, a maneira como estes raios se formariam permanecia um mistério.
Uma equipe de astrônomos liderados por Sladjana Nikolić (Instituto Max Planck para a Astronomia, Heidelberg, Alemanha) utilizou o instrumento VIMOS montado no VLT para observar com detalhe inédito o resto da supernova SN 1006, com um milhar de anos de idade. A equipe pretendia estudar o que acontece na região onde o material ejetado a alta velocidade pela supernova entra em contato com a matéria interestelar estacionária, a frente de choque. Esta frente de choque, que se expande a enorme velocidade, é semelhante à explosão sônica produzida por um avião que entra em velocidade supersônica e é um candidato natural a um acelerador de partículas cósmicas.
Pela primeira vez, a equipe obteve não apenas informação sobre o material na frente de choque em determinado ponto, mas construiu também um mapa das propriedades do gás e de como é que essas propriedades variam ao longo da frente de choque, o que forneceu pistas vitais para o mistério.
Os resultados foram surpreendentes, sugerindo que existem no gás muitos prótons deslocando-se a alta velocidade na região do choque. Estes prótons chamam-se supertérmicos, já que se movem muito mais depressa do que o esperado, tendo em conta apenas a temperatura do material. Embora estes não sejam os tão procurados raios cósmicos de alta energia propriamente ditos, podem muito bem ser as “partículas semente” necessárias, que irão seguidamente interagir com o material da frente de choque de modo a atingir as energias extremamente elevadas necessárias para que voem pelo espaço como raios cósmicos.
Nikolić explica: “Esta é a primeira vez que fomos capazes de ver em detalhe o que está acontecendo na frente de choque de uma supernova e ao seu redor. Encontramos evidências da existência de uma região que está sendo aquecida da maneira que esperaríamos se houvessem prótons retirando energia por detrás da frente de choque”.
O estudo foi o primeiro a utilizar um espectrógrafo de campo integral para investigar as propriedades das frentes de choque de restos de supernova com o máximo detalhe. Este efeito é conseguido utilizando a chamada unidade de campo integral do VIMOS, onde a radiação coletada por cada pixel é separada nas suas componentes de cor e cada um destes espectros é gravado. Os espectros são posteriormente analisados individualmente, mapeando-se assim as velocidades e as propriedades químicas de cada parte do objeto observado. A equipe espera agora aplicar o método a outros restos de supernova.
O co-autor Glenn van de Ven do Instituto Max Planck para a Astronomia, conclui: “Este tipo de aproximação observacional inovadora pode ser a chave para resolver o mistério de como é que os raios cósmicos se formam nos restos de supernova”.

Os resultados sairam hoje na revista Science.

Fonte: ESO

Uma gota de tinta no céu luminoso

A imagem abaixo mostra o aglomerado estelar brilhante NGC 6520 e a sua companheira, a nuvem escura Barnard 86, que nos aparece com a estranha forma de uma lagartixa.

© ESO (aglomerado estelar NGC 6520 e a nuvem escura Barnard 86)

Este par cósmico tem como pano de fundo milhões de estrelas situadas na região mais brilhante da Via Láctea, uma região tão densa em estrelas que quase nenhum pedaço de céu escuro pode ser visto na imagem.

Esta parte da constelação do Sagitário é um dos mais ricos campos estelares em todo o céu, a Grande Nuvem Estelar de Sagitário. O enorme número de estrelas que ilumina a região de forma dramática enfatiza o breu de nuvens escuras como Barnard 86, que aparece no centro desta nova imagem obtida com o Wide Field Imager, um instrumento montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, instalado no Observatório de La Silla do ESO, no Chile.
Este objeto, uma nebulosa escura pequena e isolada conhecida como glóbulo de Bok, foi descrito pelo seu descobridor Edward Emerson Barnard como sendo “uma gota de tinta num céu luminoso”, em Dark Regions in the Sky Suggesting an Obscuration of Light, Yerkes Observatory, em 15 de novembro de 1913. Os glóbulos de Bok foram inicialmente observados pelo astrônomo Bart Bok nos anos 1940. Tratam-se de nuvens escuras muito frias de gás e poeira, e que frequentemente apresentam formação de novas estrelas em seus centros. Estes glóbulos são ricos em poeira que dispersa e absorve a radiação de fundo, de tal modo que são praticamente opacos à radiação visível.

O astrônomo americano Barnard descobriu e fotografou inúmeros cometas, nebulosas escuras e uma das luas de Júpiter, entre outras contribuições importantes. Um observador visual excepcional e um astrofotógrafo atento, Barnard foi o primeiro a utilizar fotografias de longa exposição para explorar nebulosas escuras.
Através de um pequeno telescópio, Barnard 86 parece uma ausência de estrelas no céu, ou uma janela aberta para uma região do céu distante e mais limpa. Mas, na realidade, este objeto encontra-se em frente ao campo de estrelas,  trata-se de uma nuvem densa, fria e escura de pequenos grãos de poeira que bloqueiam a radiação estelar, fazendo com que a região pareça opaca. Pensa-se que se formou a partir dos restos de uma nuvem molecular que colapsou, dando origem ao aglomerado estelar próximo NGC 6520, que pode ser visto na imagem à esquerda de Barnard 86.

O NGC 6520 é um aglomerado estelar aberto que contém muitas estrelas quentes, brilhando intensamente com uma cor azul-esbranquiçada, sinal claro da sua juventude. Os aglomerados estelares contêm geralmente alguns milhares de estrelas que se formaram todas à mesma época, o que significa que todas têm a mesma idade. Geralmente, tais aglomerados vivem vidas comparativamente curtas, da ordem das várias centenas de milhões de anos, antes de se separarem.
O incrível número de estrelas que existe nesta região do céu dificulta as observações do aglomerado, sendo por isso difícil obter muitas informações sobre ele. A idade de NGC 6520 é da ordem dos 150 milhões de anos, e tanto o aglomerado estelar como a sua companheira empoeirada parecem estar a uma distância de cerca de 6.000 anos-luz.
As estrelas que na imagem parecem estar no interior de Barnard 86 estão na verdade à frente da nuvem, situando-se entre nós e a nuvem escura. Sabe-se que muitas nebulosas escuras ainda apresentam estrelas se formando em seu centro, embora ainda não esteja claro se o mesmo se passa em Barnard 86. Vemos este fenômeno na famosa Nebulosa da Cabeça de Cavalo, no objeto Lupus 3 e, em menor grau, em outra das descobertas de Barnard, a Nebulosa do Cachimbo. No entanto, a radiação emitida pelas estrelas mais jovens é bloqueada pelas regiões de poeira ao seu redor, fazendo com que estas estrelas possam ser observadas apenas no infravermelho ou em radiação de comprimentos de onda ainda maiores.

Fonte: ESO

Nuvens de estrelas N11

Estrelas massivas, ventos abrasivos, montanhas de poeira e uma luz energética, esculpem uma das maiores e mais pitorescas regiões de formação de estrelas no Grupo Local de Galáxias.

© Hubble/J. Lake (nebulosa NGC 1763)

Conhecida como N11, a região é visível na parte superior direita de muitas imagens feitas de sua galáxia mãe, a vizinha da Via Láctea conhecida como Grande Nuvem de Magalhães (LMC). A imagem acima foi feita para propostas científicas específicas pelo telescópio espacial Hubble e reprocessada de forma artística por um astrônomo amador, que com essa imagem ganhou a competição conhecida como Hubble’s Hidden Treasure, uma competição onde qualquer pessoa pode vasculhar os arquivos do Hubble, reprocessar alguma dessas imagens e apresentar algo novo e que não havia sido descoberto ou discutido na imagem original quando ela foi lançada. Embora a seção mostrada na imagem acima seja conhecida como NGC 1763, a inteira nebulosa de emissão N11 é a segunda maior, só perdendo para a 30 Doradus. O estudo das estrelas na N11 tem mostrado que ela na verdade abriga três sucessivas gerações da fase de formação de estrelas. Glóbulos compactos de poeira escura abrigam estrelas jovens emergindo e também podem ser vistos através de toda a imagem.

Fonte: NASA

Muitos exoplanetas orbitam anãs vermelhas

Muitos planetas potencialmente habitáveis com tamanho similar ao da Terra orbitam ao redor das estrelas chamadas anãs vermelhas, menores e menos quentes do que o Sol, embora sejam muito frequentes na nossa galáxia, a Via Láctea, afirmam pesquisadores.

© CfA (ilustração de um planeta na órbita de uma anã vermelha)

Em estudo divulgado semana passada, baseado em um catálogo de exoplanetas descobertos pelo telescópio americano Kepler, astrônomos do Centro de Atrofísica da Universidade de Harvard (CfA) calculam que 6% das anãs vermelhas têm planetas com tamanho semelhante ao da Terra e potencialmente habitáveis.

Uma vez que estas anãs vermelhas são as estrelas mais frequentes da nossa galáxia, o exoplaneta irmão da Terra mais próximo estaria a apenas 13 anos-luz (um ano-luz equivale a 9,46 trilhões de quilômetros) do nosso planeta.

"Acreditamos que deveríamos explorar vastas distâncias para encontrar um planeta como a Terra, mas agora nos damos conta de que outro planeta como a Terra provavelmente está na nossa vizinhança cósmica, esperando para ser descoberto", diz Courtney Dressing, astrônoma da Universidade de Harvard e principal autora do estudo.

Apesar de as anãs vermelhas serem menores e menos quentes do que as demais estrelas, como o nosso Sol, elas oferecem condições propícias para os planetas como a Terra", explicou. Uma anã vermelha mediana alcança apenas um terço do tamanho do Sol e é mil vezes menos brilhante e nenhuma delas é visível da Terra a olho nu.

A equipe identificou 95 planetas na órbita em torno das anãs vermelhas que poderiam ser habitáveis. Mas só três deles têm temperaturas e tamanho próximo ao da Terra. "Esta taxa leva a crer que será muito mais fácil procurar vida para além do nosso Sistema Solar do que nós pensamos", destacou David Charbonneau, coautor do estudo.

Os três candidatos planetários identificados na zona habitável neste estudo são os objetos: KOI 1422,02, que é 90 por cento do tamanho da Terra com órbita de 20 dias, KOI 2.626,01, 1,4 vezes o tamanho da Terra com órbita de 38 dias, e KOI 854,01, 1,7 vezes o tamanho da Terra com órbita de 56 dias. Todos os três estão localizados cerca de 300 a 600 anos-luz de distância e orbitam estrelas com temperaturas entre 3.150 e 3.250 graus Celsius.

© Dressing e Charbonneau (gráfico do raio x período orbital)

No entanto, não se deve perder de vista que um exoplaneta habitável ao redor de uma anã vermelha seria um mundo muito diferente do nosso, já que esses planetas estão perto das estrelas.

Mas isto não impediria que continuasse existindo vida, com uma atmosfera suficientemente espessa ou oceanos suficientemente profundos para distribuir o calor ao redor do planeta. Além disso, como as anãs vermelhas são mais longevas do que estrelas como o Sol, os exoplanetas ao redor são muito mais antigos e consequentemente a vida seria também mais antiga.

Os resultados serão publicados no The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Estrela gigante reciclando o Universo

Estrelas massivas como Zeta Puppis são relativamente raras, mas desempenham um papel muito importante na reciclagem de materiais no Universo.

© ESA (ilustração do vento estelar altamente fragmentado)

Elas queimam o seu combustível nuclear muito mais rapidamente do que estrelas como o Sol, vivendo apenas por milhões de anos antes de explodir como uma supernova e retornando maior quantidade de sua matéria para o espaço. Mas durante suas breves vidas, elas perdem uma fração significativa da sua massa através de fortes ventos de gás expulsos de suas superfícies, através da luz intensa emitida pela estrela. O vento forte de uma estrela gigante como Zeta Puppis, uma supergigante azul, uma das estrelas mais luminosas da Via Láctea, 12.500 vezes mais energética do que o Sol, e não é uma brisa uniforme, mas é fragmentado em centenas de milhares de pedaços, de acordo com um estudo auxiliado pelo observatório espacial XMM-Newton da ESA.
A estrela Zeta Puppis também atende pelo nome de Naos, que na antiguidade era o nome dado ao santuário mais íntimo de um templo, acessíveis a apenas algumas pessoas; e graças ao XMM-Newton, os cientistas foram capazes de desvendar os segredos deste misterioso objeto estelar .
Os ventos de estrelas massivas são pelo menos cem milhões de vezes mais forte que o vento emitido por nosso Sol e pode significativamente moldar o seu ambiente circundante. Eles podem provocar o colapso das nuvens de gás e poeira para formar novas estrelas ou, inversamente, explodir as nuvens para longe antes que eles tenham a chance de começar.
Apesar da sua importância, a estrutura detalhada dos ventos de estrelas de grande massa permanece pouco compreendido. Astrônomos já obtiveram um vislumbre pormenorizado desta estrutura do vento, através de observações com o XMM-Newton durante mais de uma década para estudar a variabilidade na emissão de raios X de Zeta Puppis. Uma das estrelas massivas mais próximas da Terra, é brilhante o suficiente para ser visto a olho nu na constelação de Puppis, no hemisfério sul.
Os raios X surgem de colisões entre aglomerados lentos e de movimento rápido no vento, que aquece a alguns milhões de graus.

Verificou-se em Zeta Puppis, a emissão de raios X é extremamente estável em períodos curtos de apenas algumas horas, apontando para um número muito grande de fragmentos. No entanto, a variação inesperada na emissão foi observada na ordem de vários dias, o que implica a presença de algumas estruturas muito grandes ao vento, possivelmente com formato em espiral.

Para entender plenamente estas observações, modelos melhorados de ventos estelares, será necessário, tendo em conta tanto as estruturas de grande escala de emissão e o vento altamente fragmentado, a fim de compreender como eles afetam a perda de massa em gigantes estelares.

Fonte: ESA

Uma protoestrela que pisca periodicamente

O telescópio espacial Hubble revelou uma sequência de imagens de uma 'protoestrela', que pisca periodicamente, um estranho fenômeno visto apenas outras três vezes.

© NASA/ESA/R. Hurt (ilustração da protoestrela piscante)

Esta 'protoestrela' emite explosões de luz exatamente a cada 25,34 dias, que se propagam através da poeira e do gás que a rodeiam.

O objeto, denominado LRLL 54361, foi descoberto pelo telescópio espacial Spitzer, e está numa região de formação estelar chamada IC 348, localizada a 950 anos-luz de distância.

© Spitzer (região IC 348)

O objeto provoca um efeito de luz estroboscópica devido às interações entre duas estrelas recém-nascidas, que estão gravitacionalmente unidas entre si, e uma ilusão ótica conhecida como "eco de luz".

© Hubble (eco de luz)

"A 'protoestrela' mostra variações de luz tão brilhantes em um período de tempo tão preciso, que é difícil de explicar", disse James Muzerolle, do Instituto de Ciência de Telescópios Espaciais de Baltimore.

Apesar das erupções de gás que saem da 'protoestrela', estas palpitações são realmente brilhos de luz que se propagam através da poeira e do gás, e são refletidas em direção ao observador. "Não há verdadeiro movimento físico dentro da nuvem durante este tempo".

O raro fenômeno ocorre exclusivamente em sistemas de estrelas duplas e provavelmente é parte de uma fase temporária do início da vida de uma estrela.

O telescópio espacial Hubble viaja em órbita a 610 quilômetros da Terra e proporciona uma inovadora e mais precisa visão das estrelas.

Os astrônomos continuarão monitorando o objeto LRLL 54361 usando outros telescópios, incluindo o telescópio espacial Herschel, e esperam poder obter medidas mais diretas da estrela binária e sua órbita.

Fonte: NASA

Uma erupção antes da supernova

Cientistas registraram uma erupção de uma estrela pouco mais de um mês antes de ela explodir como uma supernova.

© Hubble (supernova Cassiopeia A)

Já se acreditava que esse tipo de evento ocorria antes de uma grande explosão estelar, mas o registro do fenômeno pode ajudar os astrônomos a preverem quando esses cataclismos ocorrerão.

Os pesquisadores utilizaram arquivos do grupo Palomar Transient Factory (PTF), que busca por supernovas tipo II no céu, liderados por Eran Ofek, do Instituto Weizmann, em Israel.

Se essas estrelas de grande massa, quando explodem seu núcleo rico em ferro, emitirem hidrogênio, elas serão consideradas uma supernova do tipo II. Se a linha de emissão for estreita, ela é chamada do tipo IIn (narrow). Os cientistas acreditam que essa linha ocorre porque o hidrogênio emitido tem que passar por uma fina camada de matéria emitida anteriormente pela estrela. Contudo, até agora não havia evidências que apoiassem essa teoria.

Para isso, a equipe utilizou durante quase quatro anos um telescópio robótico montado no observatório Palomar, na Califórnia, para fazer a varredura no céu noturno. A cada observação, o equipamento enviava os dados a centenas de quilômetros, para o Laboratório Nacional Berkeley, onde computadores analisavam os dados em busca de eventos que interessassem à pesquisa. Os cientistas poderiam acessar os resultados pela internet.

Em 25 de agosto de 2010, os computadores terminaram sua busca. O telescópio havia registrado, a meio bilhão de anos-luz da Terra, uma supernova do tipo IIn na constelação de Hércules, a supernova SN2010mc. Logo depois, Ofek liderou uma busca por eventos em registros anteriores do PTF na mesma vizinhança estelar e achou um possível precursor para a supernova que havia ocorrido 40 dias antes da explosão.

Os astrônomos desenvolveram um modelo em um computador para testar a previsão feita pela teoria e os registros do telescópio. Eles concluíram que a estrela ejetou o equivalente a 100 vezes a massa do Sol em uma concha que se expandiu a 2 mil km/s, 40 dias antes de explodir como supernova.

Quando ocorreu a explosão, o material passou por camadas de destroços anteriores, mostrando uma variedade de brilho que funcionou como um registro do passado da estrela. Ao analisar estes dados, os cientistas criaram um modelo do que teria ocorrido: ondas gravitacionais teriam levado a sucessivos episódios de perda de massa pela estrela e que culminaram no colapso e explosão do núcleo.

Devido à pequena diferença de tempo entre a "erupção final" e a explosão de supernova, observa-se que há uma ligação causal. Isso pode ter grande importância em estudos futuros sobre os processos "gatilhos" das supernovas.

A análise desse primeiro caso ajudou a identificar outros do mesmo tipo e muitos outros ainda podem ser descobertos. "Apesar de o projeto PTF não coletar mais dados a cada noite, nós ainda nos apoiamos nos recursos do NERSC (Centro de Computação de Pesquisa Científica em Energia, em Berkeley, onde os dados estão guardados)  para peneirar nossos arquivos", diz Peter Nugent, pesquisador de Berkeley.

Fonte: Nature

As asas da Nebulosa da Gaivota

Esta nova imagem do ESO mostra parte de uma nuvem de poeira e gás brilhante chamada Nebulosa da Gaivota.

© ESO (Nebulosa da Gaivota)

Estendendo-se entre as constelações do Cão Maior e do Unicórnio, no céu austral, a Nebulosa da Gaivota é uma enorme nuvem constituída praticamente só por hidrogênio gasoso. É um exemplo do que os astrônomos chamam de região HII. Estrelas quentes formam-se no interior das nuvens e emitem radiação ultravioleta intensa, o que faz com que o gás circundante brilhe intensamente.
O tom avermelhado da imagem é um sinal da presença de hidrogênio ionizado. Os astrônomos usam o termo HII para se referirem ao hidrogênio ionizado e HI para o hidrogênio atômico. O átomo de hidrogênio é constituído por um elétron ligado a um próton, mas no caso do gás estar ionizado, os átomos separam-se em elétrons livres e íons positivos que, neste caso, são apenas os prótons isolados.

A Nebulosa da Gaivota, conhecida pelo nome formal de IC 2177, é um objeto complexo com a forma de um pássaro, constituído por três grandes nuvens de gás: Sharpless 2-292 forma a cabeça; esta imagem mostra parte de Sharpless 2-296, que forma as enormes “asas”; e finalmente Sharpless 2-297, que constitui um pequeno nó na ponta da “asa” direita da gaivota. Estes objetos têm o nome oficial de Sh 2-292, Sh 2-296 e Sh 2-297, respectivamente.
Estes objetos fazem parte do catálogo de nebulosas Sharpless, uma lista de mais de 300 nuvens de gás brilhantes, compilada pelo astrônomo americano Stewart Sharpless nos anos 1950. Antes da publicação do catálogo, Sharpless era um estudante de pós-graduação no Observatório de Yerkes, perto de Chicago, EUA, onde juntamente com alguns colegas publicou um trabalho observacional que ajudou a demonstrar que a Via Láctea é uma galáxia espiral com enormes braços curvos.
As galáxias espirais podem conter milhares de regiões HII, a maioria das quais se concentra ao longo dos braços em espiral. A Nebulosa da Gaivota situa-se num dos braços em espiral da Via Láctea. No entanto, isto não acontece em todas as galáxias; embora as galáxias irregulares tenham regiões HII, estas se encontram espalhadas pela galáxia, e nas galáxias elípticas estas regiões parecem nem existir. A presença de regiões HII indica que existe formação estelar intensa em uma galáxia.
Esta imagem de Sharpless 2-296 foi obtida pela câmera Wide Field Imager (WFI), uma enorme câmera montada no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla do ESO, no Chile. A imagem mostra uma pequena parte da nebulosa, uma nuvem enorme que está formando estrelas quentes no seu interior a uma elevada taxa. Podemos ver Sharpless 2-296 iluminada por várias estrelas jovens particularmente brilhantes. Vemos também muitas outras estrelas espalhadas por toda a parte, incluindo uma tão brilhante que se destaca como o “olho” da gaivota em imagens que mostram a região completa.
Imagens de grande angular desta região do céu mostram uma imensidão de interessantes objetos astronômicos. As estrelas jovens brilhantes no interior da nebulosa fazem parte da região de formação estelar próxima CMa R1, na constelação do Cão Maior, que se encontra repleta de estrelas e aglomerados brilhantes. Próximo da Nebulosa da Gaivota encontramos a Nebulosa do Capacete de Thor, um objeto que foi observado com o Very Large Telescope (VLT) do ESO por ocasião do 50º Aniversário do ESO, em 5 de outubro de 2012, com o auxílio de Brigitte Bailleul - vencedora do concurso “Tuíte até ao  VLT!”.

Fonte: ESO

Fusão de buracos negros gerou raios gama

Uma explosão próxima de raios gama de curta duração pode ser a causa de uma intensa radiação de alta energia que atingiu a Terra no século VIII, de acordo com uma nova pesquisa liderada pelos astrônomos Valeri Hambaryan e Neuhӓuser Ralph doInstituto de Astrofísica da Universidade de Jena, na Alemanha.

© NASA/GSFC (simulação de uma fusão de buracos negros)

Em 2012, o cientista Fusa Miyake anunciou a detecção de altos níveis do isótopo carbono-14 e berílio-10, em anéis de árvores formadas em 775 DC, o que sugere que uma explosão de radiação atingiu a Terra no ano 774 ou 775. O carbono-14 e berílio-10 se formam quando a radiação vinda do espaço colide com átomos de nitrogênio, que depois decaem a estas formas mais pesadas de carbono e berílio.
A pesquisa anterior descartou a explosão nas proximidades de uma estrela massiva (supernova), pois nada foi gravado em observações no momento e nenhum vestígio foi encontrado. Foi considerado também se uma tempestade solar poderia ter sido a causa, mas estes não são poderosos o suficiente para causar o excesso observado de carbono-14. Flares grandes tendem a ser acompanhada por ejeções de material da corona do Sol, levando às auroras, mas novamente não há registros históricos que sugerem tal ocorrência.
Os pesquisadores analisaram uma crônica anglo-saxônica que descreve um “crucifixo vermelho” visto depois do pôr do Sol e sugeriram que isso poderia ser uma supernova. Mas esta data de 776 é tarde demais para dar conta dos dados de carbono-14 e ainda não explica por que nenhum vestígio foi detectado. Os Drs. Hambaryan e Neuhӓuser têm outra explicação, consistente com as medições de carbono-14 e a ausência de quaisquer eventos gravados no céu. Eles sugerem que dois remanescentes estelares compactos, ou sejam, buracos negros, estrelas de nêutrons ou anãs brancas, colidiram e se fundiram juntos. Quando isto acontece, um pouco de energia é libertada sob a forma de raios gama, a parte mais enérgica do espectro electromagnético, que inclui a luz visível.
Nessas fusões, a explosão de raios gama é intensa, mas curta, geralmente com duração de menos de dois segundos. Estes eventos são vistos noutras galáxias muitas vezes em cada ano, mas, em contraste com explosões de longa duração, sem qualquer luz visível correspondente. Se esta for a explicação para a explosão de radiação 774/775, a concentração das estrelas não pode ser mais do que cerca de 3.000 anos-luz, ou teria conduzido à extinção de alguma vida terrestre.
Com base nas medições de carbono-14, Hambaryan e Neuhӓuser acreditam que a rajada de raios gama foi originada em um sistema entre 3.000 e 12.000 anos-luz do sol. Se eles estiverem certos, então isso poderia explicar porque não existem registros de uma supernova ou exibição de auroras. Outro trabalho sugere que um pouco de luz visível é emitida durante curtas explosões de raios gama que podem ser observadas em um evento relativamente perto. Porém, podem ser vistas apenas por alguns dias e serem facilmente debilitadas.
Os astrônomos também podem olhar para o objeto resultante da fusão, um buraco negro de 1.200 anos de idade ou estrela de nêutrons com 3,000 a 12.000 anos-luz do Sol, mas sem o gás e poeira característica de um remanescente de supernova.

“Se a explosão de raios gama tivesse ocorrido muito mais perto da Terra teria causado danos significativos para a biosfera”, diz Neuhӓuser. Mas, até mesmo milhares de anos-luz de distância, um evento semelhante recente pode causar estragos com os sistemas eletrônicos sensíveis que as sociedades avançadas dependem. O desafio agora é estabelecer o quão raro são tais picos de carbono-14, ou quantas vezes tais rajadas de radiação atingiu a Terra. Nos últimos 3.000 anos, a idade máxima de árvores vivas, hoje, apenas um evento parece ter ocorrido.
A imagem no topo da página é uma simulação de uma fusão de buracos negros empregar ambos os campos magnéticos e os efeitos do gás ionizado no disco de acreção (cores mais avermelhadas correspondem à maior densidade). Este quadro mostra a cena em duas órbitas da simulação. O campo magnético inicial do gás é amplificada por 100 vezes.

Fonte: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Estrela é capaz de gerar muitos planetas

Astrônomos do observatório Herschel da ESA descobriram uma estrela com massa suficiente para gerar 50 planetas do tamanho de Júpiter, apesar de ser vários milhões de anos mais velhas do que as demais estrelas que geralmente geram planetas.

© ESA/C. Carreau (ilustração de um disco estelar)

Os cientistas chegaram a essa conclusão após conseguirem medir de maneira precisa a massa do seu disco protoplanetário, um disco de material em volta de uma estrela, geralmente, recém-formada, que contém todos os ingredientes para a construção de planetas. Eles são compostos principalmente de hidrogênio gasoso molecular frio, que é altamente transparente e essencialmente invisível.

Utilizando esta técnica, uma massa substancial de gás foi detectada em um disco cercando TW Hydrae, uma estrela jovem de apenas 176 anos-luz de distância, na constelação de Hidra.

“Nós não esperávamos encontrar tanto gás em torno desta estrela de 10 milhões de anos de idade”, disse Edwin Bergin, professor da Universidade de Michigan e principal autor da pesquisa.

Segundo os astrônomos, esse tipo de disco maciço em torno da TW Hydrae é incomum para estrelas desta idade. Isso porque, dentro de alguns milhões de anos, mais material normalmente é incorporado à estrela central.

“Esta estrela tem uma massa muito maior do que a necessária para fazer nosso próprio Sistema Solar e poderia fazer um sistema muito mais exótico, com planetas mais massivos do que Júpiter”, acrescenta Bergin.

Em um estudo anterior do observatório Herschel, os cientistas já haviam identificado a TW Hydrae como uma estrela possuidora de um disco com água suficiente para encher o equivalente a milhares de oceanos da Terra.

Agora, o novo método revela que o volume de materiais disponíveis, incluindo água, pode ter sido subestimado neste e em outros sistemas.

“Com uma massa mais precisa, podemos aprender mais sobre esse sistema com relação a seu potencial de gerar planetas e a disponibilidade de ingredientes capazes de suportar um planeta com vida", acrescenta o professor Bergin.

Fonte: G1 e Nature

Medida exata da massa de buracos negros

Um grupo de cientistas europeus desenvolveu um novo método para determinar com exatidão a massa dos buracos negros localizados no centro das galáxias.

© NASA/ESA (galáxia NGC 4526)

O modelo permitiu aos pesquisadores calcularem que o buraco negro situado no núcleo da galáxia NGC 4526, a cerca de 55 milhões de anos luz da Terra, tem uma massa 450 milhões de vezes maior que a do Sol.

Para determinar a massa desse buraco negro, o grupo liderado por Timothy Davis, do Observatório Austral Europeu em Garching, na Alemanha, estudou os efeitos desse corpo celeste nas nuvens de gás molecular que o rodeiam.

Segundo os pesquisadores, é possível usar esse mesmo método para precisar a massa dos buracos negros no centro de muitas das galáxias próximas. Davis e sua equipe desenvolveram modelos que predizem o movimento das nuvens de gás diante da presença ou da ausência de um buraco negro. A partir da mudança de posição dos gases causada pelo buraco negro, é possível calcular sua massa.

Os buracos negros são regiões do espaço com uma concentração de massa tão elevada que seu campo gravitacional não permite que nada escape, nem mesmo a luz, o que dificulta qualquer medição direta de suas propriedades.

"O número de buracos negros que foram medidos com exatidão até agora é pequeno, e os métodos para fazer isso são limitados", argumentaram os cientistas. A estimativa exata da massa dos buracos negros facilitará a compreensão sobre como algumas galáxias se formaram.

As massas dos buracos negros no centro de galáxias guardam uma relação direta com uma série de propriedades das galáxias, o que sugere que ambos poderiam ter evoluído de forma conjunta.

Para fazer o cálculo, foi usada uma nova geração de interferômetros, que medem com maior precisão a luz de galáxias distantes que chega à Terra.

Graças a essa tecnologia, os pesquisadores que usaram, entre outros, o telescópio Alma, localizado no deserto chileno do Atacama, dizem que as medições podem se repetir com um tempo de observação de cerca de 5 horas.

"O uso de gás molecular como referência deve permitir estimar a massa de buracos negros em centenas de galáxias, muito mais do que é possível com as técnicas atuais", afirmaram os cientistas.

Fonte: G1 e Nature

A Nebulosa Escura Doodad

A encantadora Nebulosa Escura Doodad deriva através do céu do hemisfério sul da Terra, um alvo realmente tentador para aqueles que usam binóculos para observar o céu na constelação da Musca (Mosca).

© Ivan Eder (Nebulosa Escura Doodad)

A nuvem cósmica empoeirada é vista contra o rico campo estelar um pouco ao sul da proeminente nebulosa do Saco de Carvão e do Cruzeiro do Sul. Se esticando por aproximadamente 3 graus através da cena, a Nebulosa Escura Doodad parece estar pontuada na sua extremidade sul (parte inferior esquerda) pelo aglomerado globular estelar NGC 4372. Claro, que o aglomerado NGC 4372 flutua ao redor do halo da Via Láctea, um objeto de segundo plano localizado a 20.000 anos-luz de distância e que somente por coincidência junta-se à nossa visada para a Nebulosa Escura Doodad. A silhueta bem definida da Nebulosa Escura Doodad pertence à nuvem molecular da Musca, mas é melhor conhecida pelo seu apelido que foi pela primeira vez cunhado pelo escritor e astrofotógrafo Dennis di Cicco em 1986 enquanto observava o cometa Halley no deserto Outback Australiano. A Nebulosa Escura Doodad está a aproximadamente 700 anos-luz de distância e tem mais de 30 anos-luz de comprimento.

Fonte: NASA