A evolução química das galáxias

Assim como o vento sopra a poeira na Terra, os ventos estelares sopram matéria para fora das estrelas ao longo da vida desses astros. O vento estelar interessa aos astrônomos porque é um fenômeno preliminar do que vai ocorrer no fim da vida da estrela.

© ESO (Nebulosa Helix)

Descobrir a composição química desses ventos e qual a influência dessa composição no processo de perda de material estelar é o projeto de doutorado de Graziela Keller.

O estudo é um dos que integram o Projeto Temático “Nebulosas fotoionizadas, estrelas e evolução química de galáxias”, coordenado por Walter Maciel, professor do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG) da USP, e financiado pela FAPESP.

Maciel está à frente de um grupo que estuda a evolução química das galáxias, ou seja, como os elementos químicos mudam com o tempo e com a posição dentro das galáxias. No Projeto Temático, o foco são as estrelas centrais de nebulosas planetárias.

“As mudanças vão depender da evolução com o tempo. Então, precisamos saber qual é a idade delas. Estamos calculando as variações da composição química, mas precisamos saber a que época da vida da galáxia elas se aplicam”, disse Maciel.

“A composição química atual da Via Láctea é diferente de 5 bilhões ou de 10 bilhões de anos atrás. Precisamos estudar objetos que tenham idades correspondentes a cada uma das fases da vida da galáxia e, para isso, é preciso calcular as idades de cada objeto em estudo”, explicou.

As estrelas centrais de nebulosas planetárias estudadas pelo grupo do IAG são fases muito evoluídas da vida de estrelas como o Sol. “Elas já perderam todo o ‘envelope’, isto é, a nebulosa planetária que estava ao redor delas. O que mostram agora em sua superfície é a composição química que antes ficava dentro da estrela, algo que não conseguimos enxergar”, disse Keller.

Ao observar essas estrelas, os pesquisadores obtêm informações que ajudam a testar e aperfeiçoar modelos de evolução e de estrutura de estrelas já descritos pela ciência.

A perda de material por meio dos ventos estelares se relaciona com a luminosidade das estrelas e, basicamente, é a decomposição da luz, por meio de espectroscopia, que conta do que uma estrela é feita. Com isso, cientistas calculam a metalicidade, ou seja, quais os elementos químicos a formam e em que quantidade. Esses dados podem ser usados para estimar a idade das estrelas.

Uma hipótese científica para explicar os ventos é a pressão de radiação: a luz gera uma pressão, empurrando o material das camadas mais externas da estrela. “Dependendo do elemento químico que estiver naquele material, a luz vai empurrar menos ou mais vento. Se soubermos quais são os elementos químicos presentes, podemos dizer se um modelo é capaz de gerar ou não a perda de massa que a gente observa”, disse Keller.

Para estudar os ventos, ela utilizou códigos de atmosferas estelares desenvolvidos por outros cientistas durante vários anos de estudo. Passou um ano na Universidade Johns Hopkins, nos Estados Unidos, para aprender a usar um programa computacional chamado CMFGEN, que a ajudou a fazer cálculos e determinar as características físicas de estrelas centrais de nebulosas planetárias.

“Esses códigos simulam o que estamos observando. Damos todas as características da estrela e o código nos devolve o espectro da estrela, ou seja, a divisão da luz nas diversas cores”, explicou Keller.

Comparando os espectros devolvidos pelos códigos com o espectro observado, é possível determinar a massa da estrela, sua gravidade superficial, temperatura, luminosidade, taxa de perda de massa, a velocidade do vento e a composição química. “Se pudermos saber quais são os elementos químicos presentes na superfície dessas estrelas, poderemos determinar quais mecanismos de perda de massa são capazes de acelerar o que a gente observa”, disse.

Ainda dentro de seu doutorado, Keller estudou as instabilidades causadas pelo mecanismo de aceleração do vento. A força que empurra o vento é proporcional à aceleração desse vento. Quanto mais rápido o vento, maior a força que o empurra e vice-versa.

Esse processo aumenta a velocidade até criar choques no vento, o que provoca as chamadas inomogeneidades – característica de um corpo que não tem as mesmas propriedades em todos os pontos. No caso do vento, a movimentação gera regiões mais rarefeitas intercaladas com regiões mais densas. Essas inomogeneidades impactam no que se observa da estrela.

Para estudar esse aspecto dos ventos estelares, Keller utilizou outro tipo de código computacional, o H-DUST, desenvolvido pelo pesquisador Alex Carciofi, também do IAG-USP. Ele serve para simular o que ocorre com a luz da estrela quando ela passa pela atmosfera da estrela, mas é tridimensional.

Esses dados poderão ser comparados com os gerados pelo código CMFGEN usado por ela nos Estados Unidos, mostrando se o que ela adotou como inomogeneidade dos ventos na primeira parte de seu doutorado está próximo da previsão mostrada pelo sistema tridimensional do código de Carciofi.

O Projeto Temático coordenado por Maciel desenvolveu também dois novos modelos para calcular a idade de estrelas localizadas no centro de nebulosas. A equipe já havia desenvolvido três métodos, cujos resultados foram publicados no início de 2010 na revista Astronomy and Astrophysics.

Inicialmente, eles analisaram uma amostra de 230 nebulosas entre as cerca de 2 mil nebulosas planetárias existentes na Via Láctea. Agora, no estudo “Kinematic Ages of The Central Stars of Planetary Nebulae”, publicado na edição impressa de outubro da Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, o grupo apresenta os resultados da aplicação dos métodos cinemáticos que desenvolveram para calcular a idade das estrelas.

“Pelo método cinemático, podemos calcular as idades com base em seus movimentos. As estrelas jovens em nossa galáxia giram em torno do centro da galáxia, mas não se movem muito na direção perpendicular. Com as estrelas mais velhas é o contrário: a velocidade maior se dá na direção perpendicular e menor na direção da rotação. Além disso, as velocidades das estrelas variam com o tempo de uma maneira conhecida”, explicou Maciel.

Os pesquisadores calcularam as idades para duas amostras, uma com 230 estrelas, montada pela própria equipe do IAG-USP, e outra de 900 estrelas de um catálogo internacional. Além de desenvolver os novos métodos, o objetivo dessa fase do estudo foi ampliar a amostra em relação ao trabalho já feito para comprovar a robustez do método desenvolvido pelos pesquisadores.

Assim como no primeiro estudo publicado em 2010, nesse segundo, usando amostras e métodos diferentes, os cientistas chegaram à conclusão de que a maior parte das estrelas centrais das nebulosas planetárias estudadas têm idades abaixo de 3 bilhões de anos. O Sol tem cerca de 4,5 bilhões de anos.

Fonte: FAPESP (Agência)

As nuvens frias de Carina

Utilizando a câmera LABOCA montada no telescópio APEX (Atacama Pathfinder Experiment) instalado no planalto do Chajnantor nos Andes chilenos, uma equipe de astrônomos liderada por Thomas Preibisch (Universitäts–Sternwarte München, Ludwig-Maximilians-Universität, Alemanha), em estreita colaboração com Karl Menten e Frederic Schuller (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Alemanha), obteve imagens na região espectral do submilímetro.

© ESO (Nebulosa Carina)

Nestes comprimentos de onda a maior parte da radiação observada corresponde ao brilho tênue do calor irradiado pelos grãos de poeira cósmica. A imagem revela-nos assim as nuvens de poeira e gás molecular - essencialmente hidrogênio - a partir das quais se formam as estrelas. A -250º C os grãos de poeira estão muito frios e o tênue brilho que deles emana apenas pode ser visto nos comprimentos de onda submilimétricos, que são muito maiores que os da radiação visível. A radiação submilimétrica é por isso a chave para estudarmos como é que as estrelas se formam e como é que interagem com as nuvens que lhes dão origem.

As observações APEX LABOCA são visíveis a tons de laranja, combinadas com a imagem no visível do telescópio Curtis Schmidt, instalado no Observatório Interamericano de Cerro Tololo. O resultado é esta espetacular imagem de grande campo, que nos mostra as zonas de formação estelar em Carina. A nebulosa contém estrelas com uma massa total equivalente a mais de 25.000 sóis, enquanto a massa do gás e das nuvens de poeira corresponde a cerca de 140.000 sóis.

No entanto, apenas uma pequena fração do gás da Nebulosa Carina está em nuvens suficientemente densas para que se dê o seu colapso e consequentemente se formem novas estrelas num futuro imediato (em termos astronômicos isto corresponde ao próximo milhão de anos). A longo prazo, os efeitos dramáticos das estrelas de grande massa que já se encontram na região rodeadas pelas suas nuvens, podem fazer acelerar a taxa de formação estelar.

As estrelas de grande massa vivem no máximo apenas alguns milhões de anos (um tempo muito curto quando comparado com os dez bilhões de anos de vida do Sol), mas ao longo das suas vidas influenciam fortemente o meio onde estão inseridas. Quando jovens, estas estrelas emitem ventos estelares fortes e radiação que dão forma às nuvens que as rodeiam, e provavelmente comprimem-nas o suficiente para que se formem novas estrelas. No final das suas vidas, tornam-se muito instáveis, estando sujeitas a perdas consideráveis de material estelar, até às suas mortes que se dão sob a forma de violentas explosões de supernova.

Um bom exemplo deste tipo de estrelas violentas é a Eta Carinae, uma estrela brilhante amarelada situada no centro da imagem um pouco para cima e à esquerda. Esta estrela possui cerca de 100 vezes mais massa que o nosso Sol e encontra-se entre as estrelas mais brilhantes conhecidas. No próximo milhão de anos, mais ou menos, a Eta Carinae explodirá como supernova, seguida de mais supernovas com origem noutras estrelas de grande massa que se encontram na região.

Estas explosões violentas “rasgam” as nuvens de gás molecular que estão nas suas vizinhanças, mas assim que a onda de choque percorra mais de cerca de dez anos-luz, tornam-se mais fracas e podem, em vez de destruir, comprimir as nuvens que se encontram um pouco mais afastadas, dando origem à formação de uma nova geração de estrelas. As supernovas podem ainda produzir átomos radioativos de curta duração, que são incorporados nas nuvens que estão a colapsar. Existem evidências fortes de que semelhantes átomos radioativos foram incorporados na nuvem que colapsou para formar o nosso Sol e os planetas. Assim, a Nebulosa Carina pode ajudar-nos a melhor compreender a formação do nosso próprio Sistema Solar.

A Nebulosa Carina encontra-se a cerca de 7.500 anos-luz de distância na constelação do mesmo nome (Carina ou Quilha). É uma das nebulosas mais brilhantes do céu devido à sua grande população de estrelas de grande massa. Com uma dimensão de aproximadamente 150 anos-luz, é cerca de várias vezes maior que a bem conhecida Nebulosa de Orion. Embora se encontre várias vezes mais afastada de nós que a Nebulosa de Orion, o seu tamanho aparente no céu é aproximadamente o mesmo, fazendo com que seja uma das maiores nebulosas no céu.

O telescópio APEX de 12 metros de diâmetro é o percursor do ALMA, o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, um novo telescópio revolucionário que o ESO está construindo e opereando no planalto do Chajnantor, em colaboração com os seus parceiros internacionais. O APEX baseia-se numa única antena protótipo construída para o projeto ALMA, enquanto o ALMA será constituído por uma rede de 54 antenas de 12 metros de diâmetro e 12 antenas de 7 metros de diâmetro. Embora o ALMA vá ter uma resolução angular muito melhor que o APEX, o seu campo de visão é muito menor. Os dois telescópios são por isso complementares: por exemplo, o APEX descobrirá muitos objetos interessantes em vastas áreas do céu, enquanto que o ALMA poderá posteriormente estudá-los com todo o pormenor.

O APEX é um projeto de colaboração entre o Instituto Max-Planck para a Radioastronomia (MPIfR), o Observatório Espacial de Onsala (OSO) e o ESO. O telescópio é operado pelo ESO.

O projeto ALMA, uma infraestrutura astronômica internacional, é uma parceria entre a Europa, o Japão e a América do Norte, em cooperação com a República do Chile.  A construção e operação do ALMA é coordenada pelo ESO, em prol da Europa, pelo Observatório Nacional de Radioastronomia (NRAO), em prol da América do Norte e pelo Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ), em prol do Leste Asiático. O Joint ALMA Observatory (JAO) fornece uma liderança e direção unificadas na construção e operação do ALMA.

Fonte: ESO

O Sol laranja cintilante

O nosso Sol está se tornando um lugar bem agitado.

© Alan Friedman (o Sol laranja cintilante)

Somente na última semana, foram registradas no Sol um grande número de feições interessantes incluindo um dos maiores grupos de manchas solares já registrados, o AR 1339 que pode ser visto na imagem acima à direita. Somente no último ano, o Sol emergiu de um momento pouco comum de calmaria no seu período conhecido como de Mínimo Solar que durou anos. A imagem acima foi registrada em uma única cor de luz chamada de Hidrogênio Alfa, foi invertida e colorida de maneira falsa. Pode-se ver que espículas cobrem grande parte da face do Sol. O gradual aumento de brilho em direção às bordas do Sol é causado pelo aumento na absorção do gás solar relativamente frio e do chamado escurecimento do limbo. Um pouco acima das bordas do Sol, pode-se ver algumas proeminências em destaque cintilando, enquanto que as protuberâncias que aparecem na face do Sol são vistas como listras de luz. Possivelmente os aspectos visualmente mais interessantes de todas sejam as regiões magneticamente ativas contendo manchas solares frias. À medida que os ventos do campo magnético do Sol apontam para o Máximo Solar nos próximos anos, o aumento da atividade irá provavelmente criar momentos em que a face do Sol ficará cada vez mais complexa e repleta de atividades.

Fonte: NASA

A galáxia da Baleia

O Telescópio Espacial Hubble realizou uma espiada dentro da NGC 4631, melhor conhecida como Galáxia da Baleia.

© Hubble (NGC 4631)

Aqui, uma profusão de luzes provenientes de estrelas em nascimento acendem o centro da galáxia, revelando bandas de material escuro entre nós e as explosões de estrelas. A atividade da galáxia, ocorre em suas regiões externas onde existem menos estrelas e menos poeira, mas mesmo assim são regiões pontuadas por bolsões de formação de estrelas.

© NOAO (galáxia da Baleia e pequena galáxia elíptica NGC 4627)

A Galáxia da Baleia está localizada a aproximadamente 30 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Canes Venatici, os Cães de Caça. A Galáxia da Baleia, é uma galáxia espiral muito parecida com a Via Láctea. Do nosso ponto de vista, contudo, nós estamos vendo a Galáxia da Baleia de lado, vendo desse modo seu centro brilhante através dos braços espirais empoeirados. O bulbo central da galáxia e a aparência assimétrica de seu disco sugeria que a forma de uma baleia ou um arenque para os antigos observadores.

Muitas supernovas, explosões de estrelas quentes, azuis de curto período de vida e com no mínimo 8 vezes a massa do Sol, estão ocorrendo no centro da Galáxia da Baleia. A pirotecnia estelar tem preenchido a galáxia com gás quente, visível por telescópios que captam a radiação de raios-X por ela emitida como por exemplo, o telescópio da ESA XMM-Newton. A comparação das observações ópticas e infravermelhas realizadas pelo Hubble com outros telescópios sensíveis a diferentes comprimentos de onda da luz tem ajudado os astrônomos a reunir a história completa sobre esse fenômeno celeste.

A partir desses trabalhos de integração de informação os mecanismos que geram as explosões de estrelas na Galáxia da Baleia e em outras galáxias podem ser elucidados. A alimentação gravitacional no material intergaláctico, bem como os aglomerados causados pelas interações gravitacionais com as vizinhas galácticas, criam as áreas de maior densidade onde as estrelas começam a coalescer. Como as baleias azuis, as maiores criaturas da Terra, que podem devorar minúsculos pedaços de plâncton para sobreviver, a Galáxia da Baleia é envolta no gás e na poeira que fornece energia para uma alta taxa de formação de estrelas.

Fonte: ESA

Uma nova origem para o Sistema Solar?

O Sistema Solar pode ter suas origens em um planeta gigante, mas que foi ejetado por uma mudança de órbita de Júpiter.

© NASA (imagem em raios-X e óptico do planeta Saturno)

O pesquisador David Nesvorny, do Southwest Research Institute, descreve o Sistema Solar há 600 milhões de anos como um lugar caótico no qual os planetas e as luas provocavam deslocamentos entre si devido a órbitas instáveis.

Ele desenvolveu simulações de computador baseadas em uma análise do conjunto de pequenos corpos conhecidos como o cinturão de Kuiper e das crateras da Lua. O dinamismo em transformação das órbitas dos planetas gigantes e os corpos pequenos fez com que os corpos celestes se dispersassem para diferentes lugares.

© Southwest Research Institute (simulação de 5 planetas)

Esta animação mostra a evolução dos planetas gigantes de 20 milhões de anos antes da instabilidade para 30 milhões de anos após a instabilidade (a simulação real cobriu um período de tempo muito mais longo). Cinco planetas iniciais são mostrados por círculos vermelhos, pequenos corpos estão em verde. O quinto planeta é ejetado na instabilidade causando uma desordem geral. O sistema dos restantes quatro planetas estabiliza depois de um tempo, e parece que o Sistema Solar exterior, no final, com planetas gigantes em 5, 10, 20 e 30 UA (unidades astronômicas). Este é apenas um de mais de 6.000 simulações realizadas para estudar a probabilidade de ejeção do planeta.

Os corpos pequenos se transferiram ao cinturão de Kuiper e o Sol gerando numerosos impactos na Terra, e Júpiter também se deslocou para o Sistema Solar, enquanto Urano e Netuno se movimentaram para o exterior. Entretanto, Nesvorny detectou um problema neste modelo, pois se for aceita a teoria de que Júpiter mudou de órbita de maneira súbita quando se afastou de Urano e Netuno durante o período de instabilidade na zona externa do Sistema Solar, a conclusão é de que estes últimos planetas teriam ficado fora do sistema.

Para achar uma saída a esta encruzilhada, o pesquisador decidiu introduzir nas simulações cinco planetas gigantes ao invés dos quatro atuais (Júpiter, Urano, Netuno e Saturno). "A possibilidade de que o Sistema Solar tenha tido mais de quatro planetas gigantes inicialmente, e expulsasse um, parece ser mais concebível de acordo com os recentes descobrimentos de um grande número de planetas flutuando livremente no espaço interestelar, o que demonstraria que o processo de expulsão planetária seria bastante comum", disse o astrofísico.

Fonte: The Astrophysical Journal Letters

O núcleo da Terra pode ser muito mais velho

O professor assistente de geofísica Aleksey Smirnov e colegas da Universidade de Rochester e na Universidade de Yale descobriram que o núcleo da Terra poderia de fato ser de pelo menos 1,2 bilhões de anos mais velho do que se pensava.

© ESA (Geóide)

Os pesquisadores utilizaram dados paleomagnéticos e mediram os campos magnéticos nas rochas mais velhas da Terra. Usando amostras de todo o mundo, foi possível estimar a idade do núcleo interno, que também está relacionado com o início das placas tectônicas. "No processo de subducção de placas, uma placa passa por baixo da outra, afundando para o centro da Terra", diz Smirnov.

Este processo geodinâmico, que foi observado em rochas muito antigas, está mudando radicalmente o comportamento do campo magnético.

Fonte: Physics of the Earth and Planetary Interiors

O gás primordial do Universo

Astrônomos encontraram pela primeira vez nuvens formadas pelos primeiros gases que se formaram no Universo.

© Science (ilustração do gás numa galáxia em formação)

A teoria do Big Bang diz que, assim que aconteceu a explosão, somente o hidrogênio e o hélio, elementos mais leves da tabela periódia, foram formados.

Centenas de milhões de anos se passaram até que esses gases se condensassem e dessem origem às primeiras estrelas. Até agora, nunca havia sido encontrado nada no Universo que não fosse formado por metais. “É a primeira vez que é encontrado gás puro, não contaminado por elementos mais pesados gerados pelas estrelas”, afirma Jason Xavier Prochaska, da Universidade da Califórnia, em Santa Cruz, um dos coautores do estudo.

As duas nuvens do chamado gás puro foram detectadas pelo telescópio Keck, no Havaí, com a análise da luz emitida por quasares localizados nas constelações de Leão e Ursa Maior, a cerca de 12 bilhões de anos-luz da Terra .

“Conseguimos ver as linhas de absorção no espectro onde a luz foi absorvida pelo gás, e isso nos permite medir a composição do gás”, explica Fumagalli.

Fonte: Science

Hubble descobre 69 galáxias anãs

O telescópio espacial Hubble descobriu através de seus instrumentos de visão no infravermelho próximo um conjunto de 69 jovens galáxias anãs repletas de estrelas que se reproduzem rapidamente.

© NASA/ESA (novas galáxias anãs)

Embora as galáxias anãs sejam o tipo mais comum das que existem no Universo, o rápido nascimento de estrelas observados nessas galáxias recém-descobertas pode levar os astrônomos a rever suas teorias sobre a formação delas.

Estas galáxias são, em média, 100 vezes menos maciças que a Via Láctea, mas as estrelas em seu interior se batem a um ritmo tão forte que o número delas poderia dobrar em apenas 10 milhões de anos. Este é um ritmo muito alto, inclusive para uma galáxia jovem, em comparação a Via Láctea poderia demorar mil vezes mais para dobrar seu número de estrelas.

Os astrônomos que utilizam os instrumentos do Hubble conseguiram detectar as galáxias porque a radiação de estrelas jovens fez com que o oxigênio no gás que as rodeia brilhasse. Suas observações indicam que 9 bilhões de anos atrás essas galáxias seriam muito comuns, mas é um mistério como geram tantas estrelas e a um ritmo tão acelerado. "Essas galáxias sempre estiveram aí diante, mas não tínhamos a tecnologia adequada para detectá-las", assinalou Arjen van der Wel, do Instituto de Astronomia Max Planck em Heidelberg (Alemanha).

Esses resultados fazem parte da Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey (Candels), um projeto de três anos focado em analisar as galáxias mais distantes no Universo e de fazer o primeiro "censo" de galáxias anãs primitivas.

Fonte: NASA

Lutécia: Um sobrevivente raro da época do nascimento da Terra

Uma equipe de astrônomos de universidades francesas e norte-americanas estudou detalhadamente o asteroide incomum Lutécia num grande intervalo de comprimentos de onda, com o intuito de determinar a sua composição.

© ESO (ilustração do asteroide Lutécia próximo de um planeta)

Foram combinados dados oriundos da câmara OSIRIS situada a borda da sonda espacial da ESA Rosetta, do New Technology Telescope (NTT) do ESO instalado no Observatório de La Silla no Chile e do Infrared Telescope Facility no Havaí e Spitzer Space Telescope, ambos da NASA. Com todos estes dados foi possível obter o espectro mais completo já construído para um asteroide. A sonda espacial Rosetta passou por Lutécia em 10 de Julho de 2010, no percurso que a levará até ao cometa 67P/Chuyumov-Gerasimenko, com encontro previsto em 2014.

O espectro foi seguidamente comparado com o de meteoritos encontrados na Terra e que têm sido estudados extensivamente em laboratório. Apenas um tipo de meteorito - condritos enstatite, também conhecidos como condritos do tipo E - apresenta propriedades semelhantes a Lutécia em todos os comprimentos de onda estudados.

Os condritos enstatite são conhecidos por conterem material que data dos primórdios do Sistema Solar. Pensa-se que se tenham formado perto do jovem Sol e que tenham constituído o principal material de construção dos planetas rochosos, em particular Terra, Vênus, e Mercúrio. Lutécia parece ter tido origem, não no cinturão de asteroides onde hoje se encontra, mas muito mais próximo do Sol.

“Como é que Lutécia teria escapado do Sistema Solar interior e chegado ao cinturão de asteroides?” pergunta Pierre Vernazza (ESO), o autor principal do artigo científico que descreve este resultado.

Os astrônomos estimaram que, dos corpos situados na região onde a Terra se formou, apenas menos de 2% chegaram ao cinturão principal de asteroides. A maioria dos corpos desapareceu depois de alguns milhões de anos, incorporados nos jovens planetas em formação. No entanto, alguns dos maiores, com diâmetros de cerca de 100 quilômetros ou mais, foram lançados para órbitas mais seguras, mais distantes do Sol.

Lutécia, que tem uma dimensão de cerca de 100 quilômetros, pode ter sido ejetado para fora das regiões interiores do Sistema Solar e passou próximo de um dos planetas rochosos, capazes de alterar drasticamente a sua órbita. Um encontro com o jovem Júpiter durante a sua migração para a atual órbita, pode justificar igualmente a grande variação de órbita de Lutécia. Alguns astrônomos pensam que o gigante gasoso possa ter estado mais próximo do Sol nos primórdios do Sistema Solar, antes de se mover mais para o exterior e ocupar a sua atual posição. Este processo teria sido caótico para as órbitas dos outros objetos do Sistema Solar interior, devido à enorme atração gravitacional provocada por Júpiter.

“Pensamos que Lutécia sofreu uma ejeção desse tipo. Acabou por se tornar num dos objetos do cinturão de asteroides e aí se tem mantido preservado desde há quatro bilhões de anos,” continua Pierre Vernazza.

Estudos anteriores das propriedades de cor e superfície deste asteroide mostraram que Lutécia é um membro do cinturão de asteroides bastante incomum e misterioso. Rastreios anteriores mostraram que objetos deste tipo são muito raros, representando menos de 1% da população de asteroides do cinturão principal. Os novos resultados explicam porque é que Lutécia é diferente - é um sobrevivente muito raro do material original que formou os planetas rochosos.

“Lutécia parece ser um dos maiores, e dos poucos, restos de tal material no cinturão de asteroides. Por esta razão, asteroides como Lutécia são alvos ideais para missões futuras de recolhimento de amostras. Deste modo poderíamos estudar detalhadamente a origem dos planetas rochosos, incluindo a Terra,” conclui Pierre Vernazza.

Fonte: ESO

Nova classe de estrelas de nêutrons

Astrônomos das universidades de Southampton e Oxford descobriram evidências de que estrelas de nêutrons, que são produzidas quando estrelas massivas explodem como supernovas, na verdade, surgem de duas variedades distintas. Esta descoberta também sugere que cada variedade é produzida por um tipo diferente de evento supernova.

© Chandra (supernova remanescente RCW 103)

Esta imagem mostra a supernova remanescente RCW 103 obtida pelo telescópio de raios-X Chandra que ocorreu aproximadamente a 10.000 anos-luz da Terra. Na imagem as cores de vermelho, verde e azul são mapeados para baixa, média e alta energia de raios-X. No centro, o ponto azul brilhante é provavelmente a estrela de nêutrons que se formou quando a estrela explodiu. Estranhamente, a estrela de nêutrons perto do centro da RCW 103 está girando apenas uma vez a cada 6,7 ​​horas, confirmando o trabalho recente do telescópio espacial XMM-Newton.

Estrelas de nêutrons representam a forma mais extrema da matéria. Quando as estrelas são mais maciças do que cerca de 8 vezes da massa do Sol, elas acabam suas vidas em uma explosão espetacular chamada de supernova. As camadas mais externas da estrela são arremessadas para o espaço a milhares de quilômetros por hora, deixando um campo de destroços de gás e poeira. A estrela torna-se um objeto pequeno e incrivelmente denso, uma estrela de nêutrons. Os nêutrons hermeticamente embalados em tal estrela com apenas 16 km ou mais de diâmetro contém mais massa que o Sol.
O resultado da implosão final é um núcleo inimaginavelmente compactado: os átomos seriam esmagados juntamente com seus elétrons empurrado para dentro do núcleo, formando nêutrons, com um núcleo tão denso que uma colher desta matéria pesaria 100 bilhões de quilogramas.
As estrelas de nêutrons têm grandes campos magnéticos. Se elas estão girando rapidamente geram energia como radiofaróis cósmicos chamados de pulsares. Alguns pulsares geram mais de mil pulsos por segundo, significando que um objeto com a massa do Sol e com 10 a 20 quilômetros de diâmetro está girando mais de 1.000 vezes por segundo, ou mais que a metade da velocidade da luz!
Os professores Christian Knigge & Malcolm Coe da Universidade de Southampton trabalharam com Philipp Podsiadlowski da Universidade de Oxford para revelar a descoberta de duas populações distintas de estrelas de nêutrons que parecem terem se formado através de dois diferentes canais de supernova.
Os astrônomos analisaram dados de uma grande amostra de alta massa de raios-X binários, que são sistemas de estrelas duplas em que uma estrela de nêutrons em rápida rotação orbita uma companheira massiva jovem. A estrela de nêutrons nestes sistemas também periodicamente absorve material de sua parceira. Durante tais fases, a estrela de nêutrons torna-se um pulsar de raios-X e o seu brilho aumenta tremendamente. Tais sistemas são muito úteis, porque pelo tempo dos seus pulsos é possível medir com precisão o período de rotação da estrela.
Os astrônomos detectaram dois grupos distintos de estrelas de nêutrons, um girando uma vez a cada 10 segundos, e o outro uma vez a cada 5 minutos.
Estrelas de nêutrons, que são cerca de 1,5 vezes a massa do Sol, com um diâmetro de cerca de 25 km, tem um campo gravitacional forte que podem puxar o gás da estrela companheira. Este gás pode se acumular na superfície da estrela de nêutrons e explodir gerando uma reação de alta energia termonuclear.
Normalmente, toda a superfície da estrela explode de maneira uniforme. No entanto, em cerca de 10 por cento dos casos, algumas partes da estrela brilham com mais intensidade. O pulsar IGR J17480-2446, parece ter um forte campo magnético que faz com que algumas partes da estrela são mais brilhantes do que o resto.

Nos últimos anos uma série de modelos teóricos têm sido desenvolvidos para explicar esse fenômeno. De acordo com um modelo, a rápida rotação da estrela de nêutrons impede a queima de materiais que se espalhe, assim como a rotação da Terra contribui para a formação de furacões por meio da força de Coriolis. Outra idéia é que a explosão gera ondas de escala global em camadas na superfície da estrela. Um lado da estrela esfria e escurece à medida que as ondas se elevam, enquanto o outro fica mais quente e mais brilhante.
O novo estudo do pulsar IGR J17480-2446 exclui esses dois modelos. Como outras estrelas, este pulsar desenvolve manchas superficiais invulgarmente brilhantes durante as explosões termonucleares. No entanto, a estrela gira muito mais lentamente, apenas 10 vezes por segundo, do que outras estrelas de nêutrons que apresentam esse comportamento que giram 245 vezes por segundo. Nessa velocidade a força de Coriolis não é forte o suficiente, impedindo a formação de furacões termonucleares e o desenvolvimento das ondas em grande escala.
Em vez disso, os astrônomos acham que o campo magnético da estrela poderia explicar a queima irregular durante a expansão do gás. Porém, este modelo serve apenas para explicar a queima de estrelas como esta.

Fonte: Nature

A passagem do asteroide 2005 YU55

O asteroide 2005 YU55, o que mais se aproximou da órbita terrestre em 35 anos, passou nesta terça-feira entre a Terra e a Lua, a cerca de 324.600 km de nosso planeta.

© NASA (imagem de radar do asteroide 2005 YU55)

O 2005 YU55 foi descoberto em 2005 por Robert McMillan, do projeto Spacewatch, grupo de cientistas que observa o Sistema Solar perto de Tucson no Arizona (EUA). Este objeto é classificado como um asteroide de classe C, é muito escuro e bastante poroso. Ele faz parte de um conjunto de 1.262 asteroides grandes, que giram ao redor do Sol e têm mais de 150 metros de largura.

Em abril de 2010 quando o asteroide foi detectado a cerca de 2,3 milhões de km, o radar do observatório de Arecibo conseguiu captar uma imagem com uma resolução de 7,5 m por pixel, que revelou que o corpo celeste tem uma forma quase esférica e um diâmetro de 400 metros. A partir de suas observações, os astrônomos determinaram que o 2005 YU55 tem um período de rotação de 18 horas.

Recentemente, as antenas do centro de vigilância do espaço profundo da NASA, em Goldstone, na Califórnia, e o radar do observatório de Arecibo, em Porto Rico, seguiram a trajetória do asteroide durante a última semana e obtiveram uma imagem com resolução de 4 m por pixel, quando o asteroide estava a cerca de 1,38 milhões de quilômetros da Terra. Os cientistas da NASA esperam obter imagens do radar de Goldstone de 2 m por pixel, o que poderia ajudar a conhecer com detalhes como é a superfície do asteroide, sua forma, suas dimensões e outras propriedades físicas.

A última vez que um objeto deste tamanho se aproximou tanto da Terra foi em 1976 e a próxima conhecida de um asteroide com estas dimensões será no ano 2028.

Fonte: NASA

A causa da cauda tripla no asteroide Scheila

Uma equipe de astrônomos da Universidade Nacional de Seul, do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), ISAS (Institute of Space and Astronautical Science), e da Universidade de Kobe, explicou a formação de três caudas de poeira no asteroide 596 Scheila.

© Telescópio Murikabushi (a cauda tripla no asteroide Scheila)

A imagem acima foi obtida pelo Telescópio Murikabushi no dia 12 de dezembro de 2010.

Os pesquisadores concluíram que ocorreu um impacto por trás do asteroide Scheila provocado por outro asteroide com cerca de 20 a 50 metros de tamanho em 3 de dezembro de 2010, que foi responsável por seu brilho invulgar.
Em 11,4 de dezembro de 2010, Steve Larson do Catalina Sky Survey notou um brilho estranho do Scheila, um asteróide na região externa do cinturão principal de asteroides que orbitam em uma área entre Marte e Júpiter. Três correntes de poeira apareceu na trilha do asteroide. Dados do satélite Swift da NASA e do telescópio espacial Hubble sugerem que o impacto de um asteroide menor foi o gatilho provável para o aparecimento das caudas. No entanto, restava saber a data em que a emissão de poeira ocorrerou e como as caudas triplas de poeira se formaram.

Logo depois de relatos do brilho incomum no Scheila, a equipe de investigação usou o Telescópio Subaru (8,2m), o Telescópio Murikabushi (1,05m), e o Telescópio da Universidade de Havaí (2,2m) para fazer observações ópticas dessas trilhas de pó misterioso ao longo de um período de três meses.

Embora asteroides são geralmente parecidos com pontos quando observados da Terra, o Scheila parecia um cometa. Eventualmente, as nuvens de poeira se tornaram indetectáveis, e então uma estrutura linear fraca surgiu. Com base nessas imagens da estrutura linear, os cientistas determinaram uma data de emissão de poeira em 3,5 +/-1 de dezembro de 2010. Steve Larson do Catalina Sky Survey notou que o Scheila tinha uma aparência um pouco difusa, em 3,4 de dezembro de 2010. Portanto, é provável que a colisão dos asteroides ocorreu dentro do curto espaço de tempo entre 2 de dezembro as 12:00 UT e 3 de dezembro as 10:00 UT.
Para explicar a formação de caudas triplas de poeira no Scheila, a equipe realizou uma simulação em computador da emissão de poeira no Scheila em 3 de dezembro. Sua simulação foi baseada em informações obtidas através de experimentos de impacto em um laboratório no ISAS e na JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency). Depois de realizar um grande número de simulações de computador sob diferentes condições, a equipe de pesquisa concluiu que há apenas uma maneira de explicar o brilho misterioso e as caudas triplas de poeira do Scheila. Um pequeno asteroide chocou-se obliquamente com o Scheila por trás!

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

O pulsar de milissegundo mais brilhante

Uma equipe internacional de pesquisadores descobriu, com a auxílio do telescópio Fermi, o pulsar de milissegundo mais brilhante detectado até agora dentro de um grupo de centenas de milhares de estrelas que orbita nossa galáxia.

© Fermi (imagem do mapa interativo Fermi Pulsar Explorer)

O professor Paulo Freire, do departamento de radioastronomia do Instituto Max Planck em Bonn (Alemanha), e sua equipe detectaram o pulsar J1823-3021A localizado no aglomerado globular NGC 6624 situado na constelação de Sagitário, a aproximadamente 27 mil anos-luz da Terra.

© NASA (aglomerado globular NGC 6624)

O pulsar é uma estrela formada por nêutrons que emite radiação periódica e possui um campo gravitacional até um bilhão de vezes maior que o campo gravitacional terrestre. Trata-se do pulsar de milissegundo mais jovem e com o maior campo magnético registrado até agora, além do mais distante detectado com raios gama. Ele gira 43.000 vezes por minuto.

Os pesquisadores acreditavam que as intensas emissões de raios gama estavam emanando de uma população de pulsares de milissegundo, que só haviam sido detectados antes em comprimentos de ondas de rádio, localizadas dentro do grupo globular. No entanto, após uma inspeção mais próxima com o telescópio espacial de raios gama Fermi, perceberam que a emissão de raios gama do grupo estava dominada apenas por este pulsar. Os pulsares normalmente brilham muito na região de ondas de rádio, mas agora com o telescópio Fermi foram descobertos vários como este em raios gama.

Eram conhecidos cerca de dois mil pulsares em rádio. Antes do lançamento do Fermi, eram conhecidos apenas seis pulsares em raios gama e agora foram detectados mais de 100.

Os dados dos telescópios de rádio são utilizados para obter qual é o tempo de rotação do pulsar para detectá-lo em raios gama através do telescópio Fermi. Seus achados sugerem que estes pulsares de milissegundo podem ser muito mais energéticos do que indicam as teorias vigentes até agora e podem existir mais pulsares com estas características no resto da galáxia.

Fonte: Science

Uma estrela com braços em espiral

Há mais de 400 anos que os astrônomos usam telescópios para estudar a grande variedade de estrelas que fazem parte da nossa galáxia.

© Subaru (dois braços em espiral emergem da estrela SAO 206462)

Milhões de ‘sóis’ distantes já estão catalogados. Existem estrelas anãs, estrelas gigantes, estrelas mortas, estrelas que explodem, binários de estrelas; poderíamos supor que todos os tipos de estrelas da Via Láctea já eram conhecidos, mas na realidade uma recente descoberta revelou algo surpreendente: uma estrela com braços em espiral!

Investigadores usaram o telescópio de 8,2 metros Subaru, que é operado pelo Observatório Astronômico Nacional do Japão, e se encontra no topo do vulcão Mauna Kea, no Hawaí (EUA), para observar o disco de gás e poeira que envolve a estrela SAO 206462, que é uma estrela jovem, que se encontra a 400 anos-luz da Terra, na direção da constelação do Lobo. Por intermédio do instrumento HiCIAO a equipe de pesquisadores encontrou braços em espiral no disco circumestelar, que tem um diâmetro de 22,5 bilhões de quilômetros, ou seja, cerca de duas vezes o diâmetro da órbita de Plutão.

A estrela SAO 206462 é alvo de estudo para os astrônomos porque é uma estrela jovem que possui um disco circumestelar, um disco largo, de gás e poeira, que rodeia a estrela. Os investigadores suspeitam que planetas poderão formar-se no interior deste disco. No entanto, a observação cuidadosa da estrela SAO 206462 não encontrou planetas mas sim braços. É comum observar braços em galáxias espirais, no entanto, esta é a primeira vez que se observam nitidamente braços em espiral em torno de uma estrela individual.

Os braços poderão ser um sinal da formação de planetas no disco. “Simulações de computador já apontavam para que o impacto gravitacional provocado pela presença de um planeta no interior de um disco circumestelar poderia perturbar o gás e poeira de forma a criar braços em espiral”, afirma Carol Grady, astrônoma e pesquisadora da equipe.

Modelos teóricos mostram que um planeta num disco circumestelar pode ser responsável pela existência de um braço em espiral em cada lado do disco. As estruturas em torno da SAO 206462, não são simétricas o que pode sugerir a existência de dois planetas, um para cada braço. No entanto, outros processos que não implicam a presença de planetas poderão ser a causa destas estruturas, sendo necessárias mais observações para alcançar uma conclusão definitiva acerca da origem destes braços em  espiral.

Fonte: NASA

Explosão de raios gama em galáxias distantes

As explosões de raios gama são as explosões mais brilhantes do Universo.

© ESO (ilustração de explosões de raios gama em galáxias distantes)

São inicialmente observadas por observatórios que se encontram em órbita terrestre, que detectam a curta explosão inicial de raios gama. Depois de localizadas as suas posições, são imediatamente estudadas utilizando telescópios de grandes dimensões instalados no solo, que detectam a radiação visível e infravermelha remanescente emitida ainda nas horas e dias que se seguem à explosão inicial. Uma destas explosões, chamada GRB 090323, foi inicialmente detectada pelo Telescópio Espacial Fermi Gamma-ray da NASA. Pouco tempo depois, o sinal emitido foi observado pelo detector de raios X do satélite Swift da NASA e pelo sistema GROND do telescópio MPG/ESO de 2.2 metros instalado no Chile. Esta explosão foi estudada detalhadamente pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO, apenas um dia depois da explosão inicial.

As observações obtidas com o VLT mostram que a luz brilhante emitida pela explosão de raios gama passou através da própria galáxia hospedeira e também de outra galáxia próxima. Estas galáxias estão sendo observadas tal como eram há 12 bilhões de anos atrás. As galáxias foram observadas com um desvio para o vermelho de 3,57 correspondendo a 1,8 bilhões de anos depois do Big Bang. Galáxias muito distantes estão raramente envolvidas neste tipo de fenômeno.

“Quando estudamos a radiação emitida por esta explosão de raios gama não sabíamos o que iríamos encontrar. Foi surpreendente descobrir que o gás frio existente nestas duas galáxias do Universo primitivo tem uma composição química tão inesperada,” explica Sandra Savaglio (Instituto Max-Planck para a Física Extraterrestre, Garching, Alemanha), autora principal do artigo científico que descreve este estudo.

Estas galáxias têm mais elementos pesados do que o observado em qualquer galáxia do Universo primordial.

Quando a radiação da explosão de raios gama passou através das galáxias, o gás aí contido atuou como um filtro e absorveu parte desta radiação em certos comprimentos de onda. Sem a explosão de raios gama estas galáxias tênues seriam completamente invisíveis. Ao analisar cuidadosamente as impressões digitais dos diferentes elementos químicos, a equipe conseguiu determinar a composição do gás frio destas galáxias muito distantes e em particular descobriu o seu rico conteúdo em elementos pesados.

Espera-se que as galáxias no Universo primitivo tenham menor quantidade de elementos pesados do que as galáxias no Universo atual, tais como a Via Láctea. Os elementos pesados são produzidos ao longo da vida e morte de várias gerações de estrelas, que gradualmente vão enriquecendo o gás das galáxias. A matéria produzida pelo Big Bang, há 13,7 bilhões de anos, era quase toda hidrogênio e hélio. Os elementos mais pesados, tais como oxigênio, nitrogênio e carbono, foram posteriormente produzidos por reações termonucleares no interior das estrelas e lançados de volta às reservas de gás existentes na galáxia próximo da morte das estrelas. Por isso, espera-se que a quantidade de elementos pesados na maioria das galáxias aumente gradualmente à medida que o Universo envelhece. Os astrônomos utilizam o enriquecimento químico das galáxias para determinar em que período das suas vidas estas se encontram. No entanto e surpreendentemente, estas novas observações revelaram que algumas galáxias já são muito ricas em elementos pesados numa altura correspondente a menos de dois bilhões de anos depois do Big Bang, algo inimaginável até agora.

O par de galáxias jovens descoberto deve estar formando estrelas a uma taxa extremamente elevada, podendo enriquecer tanto e muito depressa o gás frio. Uma vez que as duas galáxias estão muito próximas uma da outra, é possível que se encontrem em processo de fusão, o que dará origem a formação estelar quando as nuvens de gás colidirem entre si. Os novos resultados apoiam também a ideia de que as explosões de raios gama podem estar associadas a formação estelar intensa.

Formação estelar muito violenta como esta poderá ter cessado muito cedo na história do Universo. Doze bilhões de anos mais tarde, os restos de tais galáxias conteriam um grande número de restos estelares tais como buracos negros e anãs brancas frias, formando uma população de “galáxias mortas” difíceis de detectar, apenas sombras tênues de como teriam sido nas suas juventudes brilhantes. Encontrar tais cadáveres atualmente seria um grande desafio.

“Tivemos muita sorte em observar a GRB 090323 quando ainda estava suficientemente brilhante, de tal modo que foi possível obter observações muito detalhadas com o VLT. As explosões de raios gama permanecem brilhantes apenas por curtos espaços de tempo, por isso conseguir dados de boa qualidade é muito difícil. Esperamos poder observar novamente estas galáxias num futuro não muito longínquo quando tivermos disponíveis instrumentos mais sensíveis. Estes objetos seriam um alvo ideal para o E-ELT,” conclui Savaglio.

Fonte: ESO