Mineral raro na Lua foi encontrado na Terra

Um mineral raro, chamado tranquillityita, que somente havia sido encontrado em amostras rochosas da Lua há mais de quarenta anos, foi descoberto na Austrália.

© Birger Rasmussen (mineral tranquillityite)

"É incrível que a tranquillityita exista há todo esse tempo em rochas na Terra e que tenham se passado uns 40 anos desde que foi encontrado na Lua para fosse detectado aqui", disse Birger Rasmussen, líder da equipe da Universidade de Curtin, que fez a descoberta.
A tranquillityita deve seu nome ao Mar da Tranquilidade, superfície da Lua onde o mineral raro foi encontrado pela primeira vez, junto à armalcolita e ao pyroxferroite, durante uma expedição da Apolo XI em 1969.
Os dois últimos minerais foram encontrados na Terra nos anos seguintes à viagem à Lua, e há dois anos foi detectada a presença da tranquillityita em mostras rochosas da Austrália Ocidental.
Três longas e exaustivas análises confirmaram que se trata do mesmo mineral encontrado na Lua. Segundo os geólogos, o desenvolvimento da ciência desde 1969, que agora permite moer as pedras em pós extremamente finos para submetê-los a testes isotópicos ou para determinar sua idade, foi muito útil para detectar a presença do mineral na Terra.
A descoberta ocorreu por acaso, quando o grupo de cientistas estava analisando detalhadamente fatias da rocha com um microscópio para detectar elétrons.
O mineral, de cor marrom avermelhada, tem forma de pequenas agulhas mais finas que o diâmetro do cabelo humano, e sua composição tem principalmente sílica, zircônio, titânio e ferro.
A tranquillityita, que até agora foi encontrada em seis locais da Austrália Ocidental, está presente em rochas ígneas como a dolerita, conhecida popularmente como "granito negro" e é um dos últimos minerais que se cristalizam do magma.
Os pesquisadores suspeitam que a tranquillityita logo será reconhecida em rochas similares à dolerita no mundo todo.
O mineral, que aparece em minúsculas quantidades e não tem valor econômico, poderia ser útil para determinar a idade das rochas em que o mineral foi encontrado.

Fonte: Geology

Uma rara estrela giratória

Foi descoberta uma estrela giratória que parece ser mais velha do que a explosão que deu origem a ela.

© ESA/XMM-Newton (pulsar SXP 1062)

Essa estrela em rotação é um pulsar e tem um núcleo superdenso de uma estrela de grande massa que se transformou em uma supernova.
Esse pulsar, conhecido como SXP 1062, está girando muito lentamente, o que sugere uma idade avançada. Mas o pulsar não é tão antigo quanto parece, porque a estrela provavelmente explodiu menos de 40 mil anos atrás, de acordo com os pesquisadores.
Pulsares são criados após explosões de supernovas, quando restos de uma estrela que entrou em colapso se tornam tão densos que prótons e elétrons se ligam formando uma estrela de nêutrons.
Devido à conservação de momento angular, as recém-formadas estrelas de tamanho extremamente pequeno giram muito rápido. Elas são chamadas de pulsares porque essa rotação faz com que a luz apareça pulsando em intervalos regulares.
“Não são muitos os pulsares que já foram observados dentro de suas remanescentes de supernova, e este é o primeiro exemplo claro disso na Pequena Nuvem de Magalhães (uma das galáxias satélites da Via Láctea)”, afirmou Vincent Hénault-Brunet, líder do estudo da Universidade de Edimburgo, no Reino Unido.
A equipe de Hénault-Brunet usou o telescópio espacial Chandra, da NASA, e o observatório XMM-Newton da ESA para detectar os raios-X emitidos pelo SXP 1062.
A maioria dos pulsares gira muito rapidamente, com alguns deles fazendo centenas de rotações por segundo. Mas SXP 1062 está girando apenas uma vez a cada 18 minutos, aproximadamente.
O aspecto mais interessante deste pulsar é possivelmente seu período extremamente longo, de 1.062 segundos, que está intrigando os cientistas. Ele é um dos pulsares mais lentos já registrados. Pulsares que giram lentamente são particularmente mais difíceis de serem detectados. Apenas alguns com períodos mais longos do que alguns milhares de segundo foram observados até agora.
Como os pulsares ficam mais lentos à medida que envelhecem, a rotação lenta do SXP 1062 parece implicar em uma idade avançada, em contraste com o remanescente de supernova bastante recente que o rodeia.
Novas informações dos raios-X deverão ser obtidas para descobrir a variabilidade do sistema com maiores detalhes e aprofundar a pesquisa do espectro óptico para investigar as propriedades da estrela companheira.

Fonte: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Núcleo rosa e esfumaçado da Nebulosa Ômega

A nova imagem da Nebulosa Ômega, obtida pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO é uma das imagens mais nítidas deste objeto, captada a partir do solo.

© ESO (Nebulosa Ômega)

A imagem mostra as regiões centrais rosadas e esfumaçadas desta famosa maternidade de estrelas e revela com um detalhe extraordinário a paisagem cósmica composta por nuvens de gás, poeira e estrelas recém-nascidas.

O gás colorido e a poeira escura da Nebulosa Ômega servem de matéria prima na criação da próxima geração de estrelas. Nesta região particular da nebulosa, as estrelas mais jovens - brilhando de forma ofuscante em tons branco-azulados - iluminam todo o conjunto. As zonas de poeira da nebulosa, semelhantes a brumas, contrastam visivelmente com o gás brilhante. As cores vermelhas dominantes têm origem no hidrogênio, que brilha sob a influência da intensa radiação ultravioleta emitida pelas estrelas quentes jovens.

A Nebulosa Ômega tem muitos nomes, dependentes de quem a observou, quando e do que julgou ter visto. Entre esses nomes inclui-se: Nebulosa do Cisne, Nebulosa Cabeça de Cavalo e ainda Nebulosa Lagosta. Este objeto foi também catalogado como Messier 17 (M17) e NGC 6618. A nebulosa situa-se entre 5.000 e 6.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Sagitário. Um alvo bastante popular entre os astrônomos, este campo de poeira e gás brilhante é uma das mais jovens e mais ativas maternidades estelares na Via Láctea, onde nascem estrelas de grande massa.

A imagem foi obtida com o instrumento FORS (Focal Reducer and Spectrograph) montado no telescópio Antu, um dos quatro grandes telescópios que compõem o VLT. Para além do enorme tamanho do telescópio, o fato da atmosfera se ter mantido excepcionalmente estável durante as observações, apesar da existência de algumas nuvens, contribuiu de forma decisiva para a ótima nitidez da imagem, pois apresentou pouca degradação e cintilação, resultando por isso numa das melhores imagens desta região da Nebulosa Ômega, obtida a partir do solo.

Esta imagem é uma das primeiras imagens obtidas no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO. O programa Jóias Cósmicas do ESO trata-se de uma iniciativa no âmbito da divulgação científica, que 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 pouco tempo de observação, combinado com tempo de telescópio inutilizado, de modo a minimizar o impacto nas observações científicas. Todos os dados obtidos podem ter igualmente interesse científico e são por isso colocados à disposição dos astrônomos através do arquivo científico do ESO.

Fonte: ESO

Uma diferente visão da Galáxia do Charuto

Em 2006 o telescópio Hubble registrou uma bela imagem da galáxia M82, também conhecida como Galáxia do Charuto.

© Hubble (galáxia M82)

Esta imagem mostrou uma galáxia brasa e dominada por gás brilhante e poeira com as estrelas quase invisíveis.

Recentemente, uma nova imagem também obtida pela telescópio Hubble mostra a visão mais detalhada até hoje já feita do núcleo da M82. A M82 é rica em poeira, estrelas jovens e gás brilhante; ela está localizada a aproximadamente 12 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação da Ursa Major (O Grande Urso).

© Hubble (núcleo da galáxia M82)

A razão da imagem ser mais detalhada e parecer tão drasticamente diferente se deve à escolha feita pelos astrônomos quando eles planejaram a observação. As câmeras do Hubble não enxergam colorido, elas são sensíveis a um grande intervalo de comprimentos de onda mas somente observam o objeto em tons de cinzas. As imagens coloridas são construídas passando a luz do objeto por diferentes filtros coloridos e combinando as imagens resultantes, e é a escolha desses filtros que faz a grande diferença no resultado final.

Usando filtros que permitem bandas de cores relativamente largas, similares àquelas observadas por nossos olhos, os astrônomos constroem imagens com aparência natural de modo que as estrelas fiquem brilhantes, já que elas brilham através de praticamente todo o espectro.

Usando filtros transparentes que permitem a passagem somente de comprimentos de onda emitidos por elementos químicos específicos, como nessa imagem, é possível isolar a luz das nuvens de gás e bloquear a luz das estrelas. Isso explica por que as estrelas aparecem apagadas nessa imagem da M82 e por que as linhas de poeira tem uma silhueta tão bem definida contra as nuvens brilhantes de gás.

A imagem da M82 mostra a luz emitida pelo enxofre (em vermelho), a luz visível e a luz ultravioleta do oxigênio (em verde e azul respectivamente) e a luz do hidrogênio em ciano.

Fonte: ESA

Disco numa galáxia gêmea da Via Láctea

A câmera em infravermelho e o espectrômetro (NICMOS) a bordo do telescópio Hubble captou uma imagem penetrando no disco de poeira da galáxia NGC 4013.

© NASA (galáxia NGC 4013)

Para surpresa dos astrônomos, foi encontrada uma estrutura brilhante, que pode ser um anel de estrelas recém-formadas visto de lado. A NGC 4013, que é semelhante a nossa Via Láctea, reside na constelação da Ursa Maior a 55 milhões de anos-luz da Terra.
O instrumento NICMOS capta comprimentos de onda na região do infravermelho próximo que possibilita penetrar além da poeira que obscurece o interior da galáxia. A estrutura em formato de anel observado circunda o núcleo tem cerca de 720 anos-luz de largura, que é o tamanho típico da maioria das estrelas que formam anéis encontrados em galáxias de disco.
O olho humano não consegue ver a luz infravermelha, as cores foram atribuídas para corresponder a comprimentos de onda do infravermelho próximo. A luz azul representa os mais curtos comprimentos de onda do infravermelho próximo e a luz vermelha corresponde aos comprimentos de onda maiores.
Esta foto, que foi tirada com um filtro sensível ao elemento hidrogênio, mostra o brilho de estrelas e gás. Foi utilizada essa informação para calcular a taxa de formação estelar na estrutura do anel.

Fonte: Daily Galaxy

Buraco negro absorverá nuvem de gás frio

Com massa de cerca de quatro milhões de sóis, o buraco negro do centro da Via Láctea, Sagittarius A, possui uma força gravitacional tão grande que, no devido tempo, irá consumir tudo que existe na galáxia.

© ESO (ilustração de um buraco negro)

Astrofísicos têm observado nos últimos 20 anos estrelas e outros corpos espaciais girando em torno do buraco negro, mas nunca viram um objeto sendo sugado para dentro dele.
Contudo, novas observações por infravermelho feitas do VLT (Very Large Telescope) do ESO, que fica no norte do Chile, mostraram uma nuvem de gás frio dirigindo-se quase diretamente para o buraco negro a uma velocidade maior do que 1.609 quilômetros por segundo. Parte da nuvem de poeira chegará ao horizonte de eventos do buraco negro, o ponto sem retorno, em 2013.
A enorme gravidade do buraco deve acelerar e comprimir o gás, aquecendo-o de 227 até próximo de 6 milhões de graus Celsius e fazendo com que emita raios-X. Embora os astrofísicos já tenham visto uma emissão de raios-X como essa, eles nunca souberam com certeza o que as produziu.
"Geralmente, nós apenas visualizamos a luz", vinda dos raios-X, afirmou Eliot Quataert, astrônomo da Universidade da Califórnia, em Berkeley, e membro da equipe que publicou as observações na revista Nature.

Porém, dessa vez os astrofísicos compreenderão o que está ocorrendo, por isso, poderão verificar se os raios-X se comportam de acordo com a teoria.

The New York Times

Colisão de galáxias geram novas estrelas

Uma colisão entre quatro galáxias localizada a 1 bilhão de anos-luz da Terra foi captada nesta imagem, tirada pela Advanced Camera for Surveys (ACS) instalada no Hubble.

© NASA (IRAS 19297-0406)

Os destroços galácticos do IRAS 19297-0406 fazem parte de uma classe de galáxias conhecidas como galáxias infravermelhas ultraluminosas (ULIRGs), que estão criando uma torrente de novas estrelas.
As ULIRGs são consideradas as progenitoras das galáxias elípticas maciças. O brilho das ULIRGS são intensos na luz infravermelha e aparecem 100 vezes mais brilhante do que nossa Via Láctea.
A grande quantidade de poeira nestas galáxias é gerada por uma avalanche de novas estrelas que surgem da colisão. O IRAS 19297-0406 está produzindo cerca de 200 novas estrelas semelhantes ao Sol a cada ano; cerca de 100 vezes mais estrelas do que a nossa Via Láctea cria. O foco desta formação de estrelas é a região central (os objetos amarelos). Esta área é inundada pela poeira criada durante a formação de estrelas. O material azul brilhante ao redor da região central corresponde ao brilho ultravioleta das estrelas novas. A luz ultravioleta não é obscurecida pela poeira.
O sistema de colisão tem um diâmetro de cerca de 30.000 anos-luz, ou cerca da metade do tamanho da Via Láctea. A cauda (material azul fraco à esquerda) se estende por mais de 20.000 anos-luz.
O IRAS 19297-0406 pode ser semelhante ao grupo chamado Hickson Compact, um grupo de pelo menos quatro galáxias em uma configuração compacta que estão isoladas de outras galáxias. As galáxias estão tão juntas que elas perdem energia através da atração implacável da gravidade. Eventualmente, elas colapsam formando uma galáxia maciça.

Fonte: Daily Galaxy

Anel gigante contendo buracos negros

O Arp 147, localizado a 430 milhões de anos-luz da Terra, contém os restos de uma galáxia espiral (à direita) que colidiu com a galáxia elíptica à esquerda, conforme visto na imagem a seguir obtida pelos telescópios Hubble e Chandra.

© Hubble/NASA (ARP 147)

Esta colisão produziu uma onda crescente de formação de estrelas que aparece como um anel azul com 30.000 anos-luz de diâmetro, contendo grande quantidade de estrelas massivas jovens. Estas estrelas durante sua evolução com cerca de alguns milhões de anos explodem como supernovas, deixando para trás estrelas de nêutrons e buracos negros.
Uma fração das estrelas de nêutrons e buracos negros terão estrelas companheiras, e podem tornar-se fontes brilhantes de raios-X, que são detectadas pelo telescópio de raios-X Chandra. As nove fontes de raios-X espalhadas por todo o anel no Arp 147 são tão brilhantes que elas devem conter buracos negros, com massas da ordem de 10 a 20 vezes maiores que a do Sol.
Uma fonte de raios-X também é detectada no núcleo da galáxia em vermelho do lado esquerdo e provavelvemente é devida a existência de um buraco negro supermassivo. Outros objetos não relacionados com o Arp 147 também são visíveis: uma estrela no primeiro plano no canto inferior esquerdo da imagem e um quasar de fundo como a fonte na cor rosa acima e à esquerda da galáxia vermelha.
Observações no infravermelho com o telescópio espacial Spitzer da NASA e observações no ultravioleta com o telescópio Galex (Galaxy Evolution Explorer) da NASA permitiram estimativas da taxa de formação de estrelas no anel. Estas estimativas combinadas com o uso de modelos para a evolução de estrelas binárias possibilitou inferir que a formação de estrelas mais intensa provavelmente terminou há cerca de 15 milhões de anos atrás.

Fonte: NASA

Exoplanetas ao redor da estrela HR 4796A

Uma equipe de astrônomos do Projeto SEEDS (Strategic Exploration of Exoplanets and Discs by Subaru), liderada pelo astrônomo japonês Motohide Tamura, com auxílio do telescópio japonês Subaru, localizado no Havaí, descobriu a possível presença de vários exoplanetas dentro do anel de poeira da estrela HR 4796A.

© NAOJ (anel de poeira ao redor da estrela  HR 4796A)

A jovem estrela de apenas 8 milhões de anos é parte de um sistema estelar binário composto por uma estrela branca da sequência principal e uma anã vermelha, localizada a cerca de 220 ​​anos-luz do Sol na constelação de Centaurus. A HR 4796A é cerca de duas vezes mais massiva e vinte vezes mais luminosa que o Sol.

Embora o Telescópio Espacial Hubble tenha levado outro grupo de astrônomos a suspeitar da presença de exoplanetas, esta imagem do Telescópio Subaru confirma a existência deles; e vai melhorar a compreensão da relação entre a poeira ao redor da estrela e a formação de planetas.

Este desequilíbrio na órbita de poeira é provavelmente causado pela ação, até agora despercebida, de planetas maciços que podem ter sua órbita dentro do anel. Além disso, a imagem do anel revela a presença de poeira fina que se estendem além do órbita principal.

A explicação mais provável é que esses planetas escondidos no anel circundante atraiam a poeira por sua força gravitacional, que desequilibra a órbita do anel à medida que aumentam sua massa. Simulações de computador mostraram que as marés gravitacionais podem mudar a forma de um anel de poeira, e os resultados de um outro anel de poeira excêntrico em torno da estrela Fomalhaut pode ser evidência observacional para o processo.

Se os instrumentos atuais ainda não são capazes de detectar planetas em torno de HR 4796A, é certamente pelo fato da sua massa ser muito baixa. No entanto, a imagem do telescópio Subaru deu aos cientistas evidências de sua presença por sua influência sobre a poeira circunstelar.

Esta imagem foi um verdadeiro desafio técnico, é o resultado da correção da turbulência atmosférica pelo sistema de óptica adaptativa do telescópio para encontrar nitidez das imagens e da aplicação de uma técnica de processamento sofisticado para eclipsar a luz das estrelas e fortalecer a débil luz refletida a partir do anel de modo que se torna visível.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Névoa laranja e azul em Titã

A imagem abaixo foi realizda pela sonda Cassini da NASA apontada para a região polar sul da maior lua de Saturno, Titã, e mostra uma depressão dentro das camadas de névoa laranja e azul perto do polo sul do satélite.

© NASA/Cassini (Titã)

As camadas de névoa de alta altitude da lua aparecem em azul, enquanto que a principal névoa atmosférica aparece em laranja. A diferença na cor pode ser devido ao tamanho das partículas que formam a névoa. Provavelmente, se essa for a causa, a névoa azul é formada por partículas menores do que a névoa laranja.

A camada de depressão ou atenuada aparece na área de transição entre a névoa azul e laranja a aproximadamente um terço do caminho da borda esquerda da imagem. O polo sul da lua está na parte superior direita da imagem. Essa imagem sugere que o vórtice do polo norte de Titã, tem rotação de norte para sul.

O polo sul de Titã está em sentido à escuridão à medida que o Sol avança em direção ao norte a cada dia que se passa. A camada superior de névoa na atmosfera de Titã ainda é iluminada pela luz do Sol.

A imagem foi feita através de uma combinação de outras imagens obtidas com os filtros espectrais azul, verde e vermelho gerando assim essa imagem em cor natural. A sonda Cassini captou esta imagem a uma distância aproximada de 134.000 quilômetros de Titã.

Fonte: NASA

Uma lâmpada de raios X

Em 1991 a astrofísica gaúcha Thaisa Storchi Bergmann descobriu um disco de matéria, uma nuvem achatada de gás ionizado, que gira em torno do buraco negro situado no centro da NGC 1097, uma bela galáxia espiral da constelação de Fornax, distante 45 milhões de anos-luz da Terra.

© ESO (galáxia espiral NGC 1097)

Durante uma década, a pesquisadora da Universidade Federal do Rio Grande do Sul (UFRGS) observou uma vez por ano a galáxia e constatou que o disco de gás não era uniforme. A nuvem continha um braço espiral que, a cada cinco anos e meio, dava uma volta completa em torno do buraco negro. A astrofísica também verificou que, por vezes, o disco se tornava mais brilhante do que o usual. Esses picos de luminosidade foram interpretados como sendo decorrentes de o buraco negro ter, nesses momentos, engolido mais matéria proveniente da nuvem, em razão de talvez haver ali uma maior densidade ou quantidade de gás para ser sugado.

Novas observações feitas com o telescópio Gemini Sul, situado em Cerro Pachon, no Chile, entre o final do ano passado e o início de 2011, corrigiram a periodicidade em que ocorre o ciclo da volta completa do braço espiral para um intervalo de um ano e meio e identificaram uma segunda variação na luminosidade do disco ao redor do buraco negro da galáxia – desta vez com uma frequência temporal muito menor, da ordem de uma semana. As emissões em raios X da parte mais interna da nuvem gasosa, mais quente e que envolve diretamente o buraco negro, variam em questão de dias, como se fosse uma lâmpada, e o clarão se irradia do centro para as bordas do disco. Como demora cerca de uma semana para a luz viajar do centro para a periferia da nuvem, o tamanho do raio do disco de matéria deve ser de sete dias-luz. “Só conseguimos perceber essa variação porque fizemos observações semanais da galáxia durante três meses seguidos”, diz Thaisa.

O disco de matéria da NGC 1097 apresenta irregularidades. Sua região central é mais grossa do que os setores mais afastados do buraco negro. Tecnicamente, possui a forma de um toroide, uma figura que lembra um pneu ou biscoito com um furo no meio. “É como se essa rosquinha fosse uma lâmpada de alta energia fixada num poste que se encontra um pouco mais elevado do que o resto do disco de gás”, compara Thaisa. “Ela se acende ou se intensifica em função da quantidade de gás que cai no buraco negro.”

No estudo, os pesquisadores analisaram dados obtidos pelo Gemini referentes à chamada linha espectral H-alfa, a emissão de energia mais intensa e visível do átomo de hidrogênio, proveniente da zona periférica do disco. Concluíram que a variação de emissão nessa região se devia à reverberação da luminosidade originada na “rosquinha”. Não se sabe exatamente por que a lâmpada pisca em intervalos de sete dias, mas esse evento provavelmente tem a ver com as variações na quantidade de matéria sugada pelo buraco negro. “Ele estava acostumado com um regime de captura de gás e, de repente, se viu obrigado a engolir mais matéria”, compara o astrofísico brasileiro Rodrigo Nemmen, outro autor do trabalho, que faz pós-doutoramento no Goddar Space-Flight Center, da NASA.

© ESO (região central da galáxia NGC 1097)

Como se sabe, não é possível observar de forma direta um buraco negro, uma região do espaço tão densa e compactada, dotada de um enorme campo gravitacional, da qual nada escapa, nem a luz. Mas um objeto com essas características fornece pistas indiretas de sua presença. Quando se descobre uma fonte misteriosa de radiação, em especial de raios X, num ponto do Universo, como o centro de uma galáxia ativa, uma das possíveis explicações para o fenômeno é a existência de um buraco negro. Pouco antes de ser tragada pelo campo gravitacional do buraco negro, a matéria do disco de gás se encontra tão aquecida que libera energia na forma de radiação. Portanto, quando ocorre um pico de absorção de matéria, é esperado que a região mais interna do disco, a lâmpada, aumente sua luminosidade e reverbere essa energia extra para suas bordas. 

Conhecer o tempo que a luz demora para viajar da parte mais central para a periferia de uma nuvem de gás permite obter uma estimativa da dimensão do disco de matéria independentemente de outros modelos teóricos. “Tendo a dimensão do disco e a velocidade do gás em torno do mesmo, que inferimos a partir de emissões ópticas e pode chegar a 10 mil quilômetros por segundo, podemos obter a massa do buraco negro”, explica Thaisa. Por meio dessa abordagem alternativa, os astrofísicos brasileiros recalcularam esse parâmetro do buraco negro no centro da NGC 1097. Deu um resultado da ordem de 100 milhões de massas solares, número que é compatível com estimativas feitas por outras técnicas.

Fonte: FAPESP (Pesquisa)

A Nebulosa da Coroa de Flores

A WISE (Wide-field Infrared Surevey Explorer) da NASA captou a foto abaixo da chamada Nebulosa da Coroa de Flores.

© WISE (nebulosa Barnard 3)

O nome oficial da nebulosa é: Barnard 3 ou IRAS Ring G159.6-18.5. Nuvens interestelares como essa são verdadeiros berçários cósmicos, locais onde estrelas estão nascendo.

O anel verde é feito de pequenas partículas de poeira quente que tem composição semelhante à névoa encontrada na Terra. A nuvem vermelha, no meio é provavelmente feita de poeira que é mais metálica e mais fria do que as regiões ao redor. A brilhante estrela no meio da nuvem vermelha, chamada de HD 278942, é tão luminosa que ela é provavelmente o que faz com que o anel ao redor brilhe. De fato, ventos estelares poderosos são os responsáveis por limpar a poeira quente ao redor e criar a forma anelada. A região que brilha intensamente na cor amarelo-esverdeado, à esquerda do centro é similar ao anel, apesar de ser mais densa. As estrelas brancas-azuladas dispersas através da cena estão localizadas tanto na frente como além da nebulosa.

Regiões similares à Nebulosa da Coroa de Flores são encontradas perto da banda da Via Láctea no céu noturno. A Nebulosa da Corao de Flores está um pouco afastada dessa banda, perto da borda entre a constelação de Perseus e Taurus, mas ela está localizada relativamente próxima da Terra a aproximadamente 1.000 anos-luz, a nuvem ainda é parte da Via Láctea.

As cores usadas nessa imagem representam comprimentos de onda específicos da luz infravermelha. A cor azul e ciano representa a luz com comprimento de onda de 3,4 e 4,6 mícron emitida predominantemente pelas estrelas. As cores verde e vermelha representam a luz de 12 e 22 mícron respectivamente, emitidas preferencialmente pela poeira.

Fonte: NASA

Galáxia vigorosa no alvorecer cósmico

Uma equipe internacional de astrônomos liderada por Masami Ouchi, da Universidade de Tóquio descobriu uma galáxia vigorosa em formação que surgiu cerca de 750 milhões de anos após o Big Bang.

© Sptizer/Hubble (galáxia vigorosa no alvorecer cósmico)

Esta galáxia, chamada GN-108036, foi uma excelente fonte de formação de estrelas na alvorada cósmica, que estava gerando uma quantidade excepcional de estrelas.
A equipe obteve os espectros da GN-108036 e calculou sua distância da Terra para confirmar que é uma das galáxias mais distantes já descobertas. Uma análise de imagens de arquivo revelaram a ocorrência de formação de estrelas extremamente enérgetica dentro dela, com uma grande massa de gás equivalente a cerca de uma centena de sóis por ano, estava gerando estrelas. Embora nove galáxias com cerca de 600 a 800 anos após o Big Bang foram confirmadas até o momento, a GN-108036 formou estrelas muito mais vigorosamente do que as outras galáxias. O líder da equipe Ouchi, comentou: "As galáxias estavam ativamente formando estrelas muito tempo depois do Big Bang, e algumas delas foram comparáveis ​​ou até mesmo mais ativas do que a GN-108036. A descoberta significativa sobre a GN-108036 é que ela demonstra a existência de uma galáxia de formação estelar vigorosa quando o Universo ainda era muito frio e escuro. "
Cerca de 380.000 anos após o Big Bang, uma diminuição na temperatura do Universo devida aos elétrons e prótons ao se juntarem para formar hidrogênio neutro. O Universo entrou na sua "idade escura" neste momento. Bahram Mobasher, um membro da equipe da Universidade da Califórnia, Riverside, explicou como a idade das trevas terminou: "Ela terminou quando nuvens de gás de hidrogênio neutro colapsou para gerar estrelas, formando as primeiras galáxias, o que provavelmente irradiou fótons de alta energia e reionizando o Universo. As galáxias como a GN-108036 podem ter contribuído para o processo de reionização, que é responsável pela transparência do Universo hoje. "
Para determinar a distância até a galáxia, os astrônomos utilizaram o espectrógrafo do Observatório Keck. Os dados coletados coletados mostraram uma linha Lyman-alfa, que indica as emissões de hidrogênio brilhante na parte ultravioleta do espectro. Atenuação de hidrogênio neutro no meio intergaláctico causou a sua esperada assimetria.
Os astrônomos detectaram sinais por meio de observações recentes descobrindo que a galáxia tem um diâmetro de cerca de 5.000 anos-luz, apenas 5% mais extensa que a Via Láctea, e que a quantidade de estrelas que nascem a cada ano foi mais de dez vezes maior do que em outras galáxias a uma distância comparável.
Curiosamente, várias equipes de astrônomos relataram descobertas de galáxias compactas e maciças de idade em torno de quatro bilhões de anos após o Big Bang. Como se formaram permanece um mistério. A formação estelar das galáxias, tais como a GN-108036 pode ser os ancestrais de galáxias desse tipo. Investigações detalhadas sobre a natureza da GN-108036 vai fornecer informação importante para compreender as fases iniciais da formação e evolução das galáxias.
Esta pesquisa será publicada no dia 10 de janeiro de 2012 na edição do The Astrophysical Journal. A pesquisa é baseada nos dados coletados no telescópio Subaru, que é operado pelo NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), o Observatório Keck, que é operado como uma parceria científica entre o Instituto de Tecnologia da Califórnia e a NASA, o telescópio espacial Hubble, gerido pela NASA e a ESA, o telescópio Spitzer do JPL (Jet Propulsion Laboratory) da NASA.

Fonte: NAOJ

Dois novos exoplanetas menores que a Terra

Descoberto um par de exoplanetas ainda mais diminutos que os outros dois anunciados recentemente pela NASA.

© Charpinet (ilustração dos exoplanetas ao redor da estrela KOI 55)

Os astros recém-descobertos são remanescentes de planetas gigantes que foram engolidos por sua estrela e depois "cuspidos" como "caroços".

A descoberta foi feita com a análise de dados do mesmo telescópio espacial, o Kepler, mas por um grupo diferente, liderado pelo francês Stephane Charpinet.

Os novos planetas têm 86,7% e 75,9% do raio da Terra e massas estimadas em 44% e 65%. Eles têm órbita muito próxima de sua estrela e possui superfície quente demais para abrigar água líquida e vida.

O aspecto mais inusitado dos planetas é que no centro do sistema estelar que os abriga está a KOI 55, estrela de idade avançada e que já passou pela fase em que se torna uma gigante vermelha.

É o mesmo destino previsto para o Sol, daqui a 5 bilhões de anos, quando o hidrogênio, combustível para a fusão nuclear em seu interior, começar a se esgotar.

No passado, os planetas em torno de KOI 55, batizados apenas como KOI 55.01 e KOI 55.02, eram provavelmente astros com tamanhos similares aos de Júpiter e Saturno, os gigantes gasosos do Sistema Solar.

Quando a estrela começou a virar uma gigante vermelha, sua atmosfera estelar começou a se expandir tanto que encobriu os dois planetas.

O grupo de Charpinet descreve no estudo o que acha que ocorreu após a estrela "engolir" os exoplanetas. Esse astros só acabaram engolfados na atmosfera estelar porque, apesar de ser grandes, tinham órbitas curtas, como a Terra.

"Enquanto eles iam cavando seu caminho em meio ao envelope estelar, iam perdendo toda a camada exterior de gás e expelindo também o gás da atmosfera da gigante vermelha, fazendo-a perder massa", explicou Betsy Green, da Universidade do Arizona, astrônoma que participou do estudo.

Se os planetas fossem pequenos naquela época, provavelmente não teriam sobrevivido. Só existem hoje porque começaram com uma quantidade de massa grande antes de sofrer atrito.

Os planetas acabaram varrendo para fora a atmosfera da gigante vermelha, que pode ter perdido mais de 50% de sua massa. Agora ela é uma estrela da classe das sub-anãs quentes tipo B, que possuem um núcleo de hélio inerte e geram energia por fusão nuclear em camadas mais exteriores.

A descoberta dos planetas ocorreu meio por acaso. Charpinet e Green começaram a observar a KOI 55 para entender os modos de vibração da estrela, que exibe movimentos similares aos terremotos da Terra. A vibração causa oscilações no brilho que podem revelar propriedades interessantes da estrela, como sua massa e seu raio.

Mas duas das oscilações periódicas que os cientistas detectaram tinham períodos de cinco a oito horas, longos demais para terremotos.

Charpinet concluiu que a probabilidade maior era a de que a oscilação de brilho estivesse sendo causada por planetas refletindo a luz de KOI 55, assim como os períodos da Lua refletem luz solar em quantidade diferente para a Terra.

Os planetas rebatem uma quantidade enorme de luz, pois estão a menos de um centésimo da distância que a Terra está do Sol.

Fonte: Nature

Pulsar num remanescente de supernova

Dados do observatórios de raios-X Chandra da NASA e do XMM-Newton da ESA foram combinados para descobrir um pulsar jovem nos restos de uma supernova localizada na Pequena Nuvem de Magalhães.

© NASA/ESA (pulsar SXP 1062)

Isto pode ser a primeira vez que um pulsar, uma estrela muito densa, foi encontrado em um remanescente de supernova na Pequena Nuvem de Magalhães, uma diminuta galáxia satélite da Via Láctea.
Duas equipes diferentes de cientistas estimam que o remanescente de supernova em torno do pulsar SXP 1062 tem entre 10.000 e 40.000 anos. Isto significa que o pulsar é muito jovem, do ponto de vista astronômico, desde que foi supostamente formado na mesma explosão que produziu o remanescente de supernova.

A pesquisa começou com modelos teóricos para entender a evolução deste objeto incomum. Os dados ópticos também exibe formações espetaculares de gás e poeira em uma região de formação estelar no lado esquerdo da imagem. Uma comparação entre a imagem do Chandra com imagens ópticas mostram que o pulsar tem um companheiro quente e maciço.
Os astrônomos estão interessados ​​no SXP 1062 porque os dados do Chandra e do XMM-Newton mostram que ele está girando muito lentamente, uma vez a cada 18 minutos. Em contrapartida, alguns pulsares giram várias vezes por segundo, incluindo a maioria dos pulsares recém-nascidos.

Na imagem os dados em raios-X do Chandra e do XMM-Newton estão em azul e os dados ópticos do Observatório Interamericano Cerro Tololo, no Chile, estão em vermelho e verde. O pulsar SXP 1062 é a fonte luminosa em branco localizado no lado direito da imagem no meio da emissão difusa em azul dentro de um escudo vermelho.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics