Um par de galáxias em fusão

Onde as estrelas se formam quando duas galáxias colidem?

© Hubble (Arp 243)

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

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

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

Fonte: NASA

Ondas gravitacionais medem o Universo

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

© NASA/ESA (NGC 4993 e GW170817)

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

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

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

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

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

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

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

O Universo é repleto de estrelas massivas

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

© ESO/TRAPPIST (Nebulosa da Tarântula)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Os resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: University of Oxford

Buracos negros supermassivos controlam formação estelar em galáxias

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Fonte: University of California

Uma visão profunda dos corações das estrelas

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

© ESA/Earl Bellinger (ilustração do interior estelar)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Fonte: Max Planck Institute for Solar System Research

A Nebulosa da Hélice

Será que o nosso Sol terá a aparência desta nebulosa no futuro?

© CFHT (Nebulosa da Hélice)

A Nebulosa da Hélice é um dos exemplos mais brilhantes e mais próximos de uma nebulosa planetária, uma nuvem de gás criada no final da vida de uma estrela parecida com o Sol. Os gases externos da estrela expulsos no espaço aparecem do nosso ponto de vista com o aspecto de uma hélice. O núcleo estelar central remanescente, destinado a tornar-se uma estrela anã branca, brilha em luz tão enérgica que faz com que o gás anteriormente expulso fique fluorescente.

A Nebulosa da Hélice, cuja designação é NGC 7293, fica a cerca de 700 anos-luz de distância em direção à constelação de Aquarius e abrange cerca de 2,5 anos-luz. A imagem acima foi obtida com o Telescópio Canadá-França-Havaí (CFHT) localizado no cume do vulcão adormecido Mauna Kea no Havaí, EUA. Uma imagem vista de perto da borda interna da Nebulosa da Hélice mostra nós de gás complexos de origem desconhecida.

Fonte: NASA

A galáxia anã Kiso 5639

Esta imagem realizada pelo telescópio espacial Hubble mostra a galáxia anã Kiso 5639, onde está acontecendo uma grande formação de estrelas.

© Hubble (galáxia anã Kiso 5639)

A Kiso 5639 tem uma forma parecida com uma panqueca, mas como está inclinada em relação à Terra, ela lembra um foguete, com uma ponta brilhante e uma longa cauda. Sua aparência faz com que ela seja classificada como sendo uma galáxia do tipo um girino.

A parte que lembra a cabeça brilha devido ao hidrogênio, iluminado pela explosão de novas estrelas. A massa destas jovens estrelas é de cerca de 1 milhão de vezes a massa do Sol. As estrelas estão agrupadas em grandes aglomerados que se formaram a menos de um milhão de anos atrás.

As estrelas consistem principalmente de hidrogênio e hélio, mas produzem também elementos mais pesados como oxigênio e carbono. Quando as estrelas morrem, elas lançam estes elementos mais pesados para o espaço e enriquecem o gás circundante. Na Kiso 5639, o gás brilhante na cabeça da galáxia é mais deficiente em elementos pesados, do que o resto da galáxia. Os astrônomos acreditam que o último evento de formação de estrelas, aconteceu quando a galáxia capturou gás primordial de seus arredores.

As cavidades no gás existem devido à numerosas detonações de supernovas, que acontecem como explosões de fogos de artifício no céu, cavando buracos no gás superaquecido.

A cauda alongada com brilhantes estrelas azuis, vista na imagem se esticando para longe da cabeça da galáxia, contém no mínimo 4 distintas regiões de formação de estrelas. Estas estrelas parecem ser mais velhas do que a região de formação de estrelas na cabeça da galáxia.

Os filamentos compostos de gás e de algumas estrelas se estendem também a partir do corpo principal deste girino cósmico.

A Kiso 5639 está localizada a aproximadamente 82 milhões de anos-luz de distância da Terra, e só a cabeça da galáxia tem cerca de 2.700 anos-luz de diâmetro.

Fonte: ESA

Faixas de gás e poeira repletas de pérolas cósmicas

A fotografia abaixo mostra faixas de gás e poeira em torno do centro da galáxia NGC 1398.

© ESO/VLT (NGC 1398)

A NGC 1398 é uma galáxia espiral barrada e situa-se na constelação da Fornalha, a aproximadamente 65 milhões de anos-luz de distância da Terra.

Em vez de começarem no meio da galáxia e espiralarem para o exterior, os braços em espiral da galáxia NGC 1398 têm origem numa barra reta, formada de estrelas, que corta a região central da galáxia. Uma grande parte das galáxias em espiral, cerca de dois terços, apresenta esta estrutura, no entanto ainda não é claro se e como é que estas barras afetam o comportamento e o desenvolvimento das suas galáxias.

Esta imagem foi criada a partir de dados obtidos pelo instrumento FORS2 (FOcal Reducer/low dispersion Spectrograph 2), montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Observatório do Paranal, no Chile, e mostra a NGC 1398 em grande detalhe, dos escuros trilhos de poeira que sarapintam os braços em espiral às regiões de formação estelar em tons rosa que aparecem nas regiões mais externas.

A imagem foi criada no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO, o qual visa obter imagens de objetos interessantes, intrigantes ou visualmente atrativos, utilizando os telescópios do ESO, para efeitos de educação e divulgação científica. O programa utiliza tempo de telescópio que não pode ser usado em observações científicas. Todos os dados obtidos podem ter igualmente interesse científico e são por isso postos à disposição dos astrônomos através do arquivo científico do ESO.

Fonte: ESO

Maser e buraco negro supermassivo

A imagem abaixo captada pela Wide Field Camera 3 (WFC3) do telescópio espacial Hubble, mostra uma galáxia chamada UGC 6093.

© Hubble (UGC 6093)

A UGC 6093 é uma galáxia espiral barrada, que tem belos braços que curvam para fora de uma barra que corta o centro da galáxia. É classificada como uma galáxia ativa, o que significa que ela hospeda um núcleo galáctico ativo (AGN), ou seja, uma região compacta no centro de uma galáxia, dentro da qual o material é arrastado para um buraco negro supermassivo. Como este buraco negro devora a matéria circundante, ele emite radiação intensa, fazendo com que ela brilhe intensamente.

Mas a UGC 6093 é ainda mais exótica. A galáxia essencialmente atua como um laser astronômico gigante que expande a luz no micro-ondas, este comprimentos de onda não é visível, sendo este tipo de objeto denominado megamaser (o que é o termo para um laser de micro-ondas). Os megamasers como o UGC 6093 podem ser cerca de 100 milhões de vezes mais brilhantes do que os masers encontrados em galáxias como a Via Láctea.

A câmara do Hubble observa a luz que abrange os comprimentos de onda do infravermelho próximo, através do alcance visível, até o ultravioleta próximo. Tem dois canais que detectam e processam luz diferente, permitindo que os astrônomos estudem uma variedade notável de fenômenos astrofísicos; por exemplo, o canal UV-visível pode estudar galáxias submetidas à formação de estrelas mssivas, enquanto o canal do infravermelho próximo pode estudar a luz vermelha de galáxias no Universo distante. Esta imagem multibanda torna o Hubble inestimável no estudo das galáxias megamaser, pois é capaz de desvendar sua complexidade intrigante.

Fonte: ESA

A nebulosa M78 na constelação de Órion

As nuvens de poeira interestelar e as nebulosas brilhantes abundam na fértil constelação de Órion.

© Fabian Neyer (M78)

Uma das nebulosas mais brilhantes é a M78, que aparece no centro da imagem acima, vista em campo amplo cobrindo uma área ao norte do Cinturão de Órion. Localizada a uma distância de cerca de 1.500 anos-luz, a nebulosa de reflexão azulada tem aproximadamente 5 anos-luz de diâmetro.

Sua tonalidade é devido à poeira refletindo preferencialmente a luz azul emitida pelas estrelas quentes e jovens. A nebulosa de reflexão NGC 2071 está logo à esquerda da M78. À direita, e muito mais compacta, está a intrigante Nebulosa de McNeil que é uma nebulosa variável recentemente reconhecida associada a uma jovem estrela parecida com o Sol.

As manchas avermelhadas mais profundas das emissões dos objetos Herbig-Haro, são jatos energéticos emitidos pelas estrelas em processo de formação, e se destacam contra as faixas escuras de poeira. A exposição também evidencia o brilho mais apagado persuasivo do gás hidrogênio atômico da região.

Fonte: NASA

Reciclando a Cassiopeia A

Estrelas massivas na Via Láctea vivem vidas espetaculares.

© Chandra (Cassiopeia A)

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

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

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

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

Fonte: NASA

O aglomerado da Escova de Dentes

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

© van Weeren (aglomerado da Escova de Dentes)

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

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

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

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

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O Quarteto de Robert

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

© ESO (Quarteto de Robert)

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

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

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

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

Fonte: ESO

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

O estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Chicago

Descoberta pode elucidar a natureza da matéria escura

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics