A galáxia mais densa no Universo local

Esta imagem composta mostra a M60 e a região ao seu redor, onde os dados do observatório de raios X Chandra da NASA estão em rosa e os dados do telescópio espacial Hubble estão em vermelho, verde e azul.

© NASA (galáxia M60-UCD1)

A imagem do Chandra mostram o gás quente, estrelas duplas que contêm buracos negros e estrelas de nêutrons e a imagem do Hubble revela estrelas na M60 e galáxias vizinhas, incluindo a M60-UCD1.

A galáxia, conhecida como M60-UCD1, é um tipo de galáxia anã ultra-compacta, e está localizada perto de uma enorme galáxia elíptica, a NGC 4649, também chamada de Messier 60 (M60), cerca de 60 milhões de anos-luz da Terra. Ela foi descoberta com o telescópio espacial Hubble, acompanhada de observações realizadas com o Chandra, o WM Keck e outros telescópios ópticos terrestres.

Observações do observatório WM Keck no topo do Mauna Kea, no Havaí, caracterizou a M60-UCD1 como a mais luminosa galáxia conhecida de seu tipo e uma das mais maciças, pesando 200 milhões de vezes mais do que o nosso Sol.

O que torna a M60-UCD1 tão notável é cerca de metade dessa massa é encontrada dentro de um raio de apenas cerca de 80 anos-luz. Isto faria com que a densidade de estrelas é cerca de 15.000 vezes maior do que a encontrada na Via Láctea, o que significa que as estrelas estão em torno de 25 vezes mais perto.

O telescópio de espelho múltiplo de 6,5 metros no Arizona foi usado para estudar a quantidade de elementos mais pesados ​​que o hidrogênio e o hélio em estrelas da M60-UCD1. Os valores encontrados são semelhantes ao nosso Sol.

A abundância de elementos pesados ​​nesta galáxia torna um ambiente fértil para os planetas e, potencialmente, na formação de vida.

Outro aspecto interessante da M60-UCD1 é que os dados do Chandra revelam a presença de uma fonte de raios X brilhante no seu centro. Uma explicação para essa fonte é um buraco negro gigante pesando cerca de 10 milhões de vezes a massa do Sol.

Os astrônomos estão tentando determinar se a M60-UCD1 e outras galáxias anãs ultra-compactas ou nascem como aglomerados de estrelas ou se elas são galáxias que ficam menores porque têm estrelas longe delas. Grandes buracos negros não são encontrados em aglomerados de estrelas, então se a fonte de raios X é de fato devido a um buraco negro maciço, provavelmente foi produzida pela colisão entre a galáxia e uma ou mais galáxias próximas. A massa da galáxia e a abundância de elementos semelhantes ao Sol também favorecem a ideia de que a galáxia é o remanescente de uma galáxia muito maior.

Se esta separação fez ocorreu, então a galáxia era originalmente 50 a 200 vezes mais massiva do que é agora, o que tornaria a massa de seu buraco negro à massa original da galáxia mais parecida com a Via Láctea e muitas outras galáxias. É possível que esta separação ocorreu há muito tempo e que a M60-UCD1 cessou seu tamanho atual a vários bilhões de anos. Os pesquisadores estimam que a M60- UCD1 possui mais de 10 bilhões de anos.

A densidade de estrelas na galáxia é tão alto que não é esperado encontrar uma assinatura de matéria escura no movimento das estrelas. No entanto, estas galáxias são consideradas susceptíveis de conter alguma matéria escura.

Estes resultados foram publicados na edição de setembro do The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: W. M. Keck Observatory

Estrela de nêutrons sofre severas alterações

Estas duas imagens do observatório de raios X Chandra da NASA mostram uma grande mudança no brilho de raios X de uma estrela de nêutrons em rápida rotação, ou pulsar, entre 2006 e 2013.

© NASA (IGR J18245-2452)

A estrela de nêutrons, o remanescente extremamente denso deixado para trás por uma supernova, está em uma órbita apertada em torno de uma estrela de baixa massa. Este sistema estelar binário, IGR J18245-2452 é um membro do aglomerado globular M28.

O IGR J18245-2452 fornece informações importantes sobre a evolução dos pulsares em sistemas binários. Pulsos de ondas de rádio foram observados a partir da estrela de nêutrons, pois faz uma rotação completa a cada 3,93 milissegundos (uma taxa surpreendente de 254 vezes por segundo), identificando-o como um "pulsar de milissegundo".
O modelo amplamente aceito para a evolução desses objetos é que a matéria é retirada da estrela companheira para a superfície da estrela de nêutrons através de um disco ao seu redor. Durante esta assim chamada fase de acreção, o sistema é descrito como um binário de raios X, uma vez que uma brilhante emissão de raios X a partir do disco é observada. O material do disco colapsa sobre a estrela de nêutrons, aumentando a sua velocidade de rotação. A transferência da matéria eventualmente desacelera e o material restante é varrido pelo campo magnético girando da estrela de nêutrons como um pulsar de rádio de milissegundo.

A evolução completa de binário de raios X de baixa massa em um pulsar de milissegundo deve acontecer ao longo de vários bilhões de anos, mas no decorrer desta evolução, o sistema pode mudar rapidamente entre estes dois estados. O IGR J18245-2452 fornece a primeira evidência direta para tais mudanças drásticas no comportamento. Em observações de julho de 2002 a maio de 2013, são os períodos em que ele atuou como um binário de raios X e os pulsos de rádio desaparecem, e há momentos em que ele desliga-se como um binário de raios X e os pulsos de rádio surgem.

As últimas observações com dois radiotelescópios na região dos raios X mostram que as transições entre um binário de raios X e um pulsar de rádio podem ocorrer em ambos os sentidos e em uma escala de tempo que é menor do que o esperado, talvez apenas alguns dias. Eles também fornecem fortes evidências para uma ligação evolutiva entre os binários de raios X e pulsares de rádio de milissegundo.

As observações de raios X continham dados do Chandra da NASA, XMM-Newton da ESA, o Gamma-Ray Astrophysics Laboratory International (INTEGRAL), Swift/XRT da NASA e as observações de rádio usadas no Australia Telescope Array Compact, o telescópio Green Bank, radiotelescópio Parkes e o radiotelescópio Westerbok Synthesis.

As observações do IGR J18245-2452 e suas implicações estão descritas em um artigo publicado em setembro de 2013 da revista Nature.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

M31 versus M33

Separadas por 14 graus (28 luas cheias) no céu do planeta Terra, as galáxias espirais M31, à esquerda, e M33, são ambas grandes membros do Grupo Local, junto com a nossa própria galáxia, a Via Láctea.

© Rogelio Bernal Andreo (M31 e M33)

Este mosaico telescópio de campo amplo capta detalhes bem coloridos da estrutura espiral em ambas, enquanto as duas galáxias vizinhas parecem ser equilibradas de cada lado pela brilhante Mirach, estrela beta da constelação de Andrômeda. Mas a M31, a galáxia de Andrômeda, está na verdade a 2,5 milhões de anos-luz de distância e a M33, a Galáxia do Triângulo, está também a cerca de 3 milhões de anos-luz distante. Mirach, está a apenas 200 anos-luz do Sol, se localiza bem dentro da Via Láctea, junto com as tênues nuvens de poeira se espalhando pela imagem a apenas poucas centenas de anos-luz acima do plano galático. Embora pareçam bem distantes, M31 e M33 estão ligadas em um mútuo abraço gravitacional. Radioastrônomos encontraram indícios de uma ponte de gás hidrogênio neutro que pode conectar as duas, evidência de um encontro mais próximo no passado. Com base em medições, simulações gravitacionais atualmente preveem que a Via Láctea, M31 e M33 irão todas passar por um encontro próximo mútuo e potencialmente se mesclar daqui a bilhões de anos.

Fonte: NASA

O brilho frio da formação estelar

Um novo instrumento chamado ArTeMiS acaba de ser instalado com sucesso no APEX (Atacama Pathfinder Experiment).

© ESO (NGC 6334)

O APEX é um telescópio de 12 metros de diâmetro instalado a elevada altitude no deserto do Atacama, que opera nos comprimentos de onda do milímetro e submilímetro, entre a radiação infravermelha e as ondas rádio do espectro electromagnético, dando aos astrônomos uma ferramenta valiosa para observar o Universo. A nova câmara forneceu já uma bela imagem detalhada da Nebulosa da Pata do Gato.

A ArTeMiS é uma nova câmara de grande angular que trabalha na região submilimétrica do espectro, e será uma adição importante ao conjunto de instrumentos do APEX, fazendo aumentar a profundidade e detalhe com que se poderá observar. A rede de detectores de nova geração da ArTeMiS atua mais como uma câmara CCD do que a geração anterior de detectores, o que permitirá fazer mapas do céu de campo largo mais depressa e com muito mais pixels.
A equipe que instalou a ArTeMiS teve que lutar contra condições meteorológicas extremas para conseguir completar a tarefa. O Centro de Controlo do APEX encontrava-se praticamente soterrado por imensa neve que caiu no planalto do Chajnantor. Com o auxílio do pessoal do Centro de Apoio às Operações do ALMA e do APEX, a equipe transportou  as caixas onde estava a ArTeMiS até ao telescópio por uma estrada de recurso, evitando os amontoados de neve trazidos pelo vento, e conseguiu instalar o instrumento, colocar o crióstato em posição e ligá-lo na sua posição final.
Para testar o instrumento foi preciso esperar por tempo muito seco, já que os comprimentos de onda no submilímetro que o APEX observa, são fortemente absorvidos pelo vapor de água. No entanto, quando o bom tempo chegou, foram feitas observações de teste bem sucedidas. No seguimento dos testes e das observações de instalação, a ArTeMiS foi utilizada para vários projetos científicos. Um dos alvos apontados foi a região de formação estelar NGC 6334 (Nebulosa da Pata do Gato), situada na constelação austral do Escorpião. Esta nova imagem obtida pela ArTeMiS está significativamente mais nítida do que imagens APEX anteriores da mesma região.
Os testes da ArTeMiS continuam e a câmara regressará brevemente a Saclay, em França, para que se possam instalar mais detectores no instrumento. Toda a equipe está muito entusiasmada com os resultados destas observações iniciais, que são uma bela recompensa pelos muitos anos de trabalho árduo, e os quais não poderiam ter sido alcançados sem a ajuda e o apoio do pessoal do APEX.

Fonte: ESO

Uma nova estrela fria na Via Láctea

Esta nova imagem, obtida pelo telescópio VISTA do ESO, mostra uma anã castanha recém descoberta chamada VVV BD001, localizada no centro exato desta imagem.

© VISTA (nova estrela VVV BD001)

Esta é a primeira anã castanha nova encontrada na nossa vizinhança cósmica, no âmbito do rastreio VVV. A VVV BD001 situa-se a cerca de 55 anos-luz de distância da Terra, na direção do centro muito populado da nossa Galáxia.
As anãs castanhas são estrelas que nunca conseguiram crescer e transformar-se em estrelas como o Sol. São muitas vezes referidas como “estrelas falhadas”; têm um tamanho maior que os planetas do tipo de Júpiter mas são mais pequenas que estrelas.
Esta anã castanha é peculiar por duas razões: primeiro foi encontrada na direção do centro da Via Láctea, uma das regiões mais populadas do céu e segundo, pertence a uma classe invulgar de objetos conhecidos como “anãs castanhas invulgarmente azuis”  - não sendo ainda claro porque é que são mais azuis do que o esperado.
As anãs castanhas nascem do mesmo modo que as estrelas, no entanto não possuem massa suficiente para dar origem à queima do hidrogênio e transformarem-se em estrelas normais. É por isso que estes objetos são muito mais frios e produzem menos radiação, o que os torna mais difíceis de encontrar. Geralmente, os astrônomos procuram estes objetos com o auxílio de câmaras que trabalham no infravermelho próximo e médio e com telescópios especiais, sensíveis a estes objetos muito frios, mas normalmente evitam olhar para regiões muito populadas do espaço como, por exemplo, a região central da nossa Galáxia.
O VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) é o maior telescópio de rastreio do mundo e situa-se no Observatório do Paranal do ESO, no Chile. O telescópio está executando seis rastreios independentes do céu e o rastreio VVV (Variáveis VISTA na Via Láctea) foi concebido para catalogar milhares de milhões de objetos no centro da Via Láctea. A VVV BD001 foi descoberta por acaso no decorrer deste rastreio.
Os cientistas usaram o catálogo VVV para criarem um mapa tridimensional do bojo central da Via Láctea.

Fonte: ESO

Uma estrela ardente

Essa nova imagem registrada pelo telescópio espacial Hubble mostra a estrela HD 184738, também conhecida como estrela de hidrogênio de Campbell.

© Hubble (estrela de Campbell)

Ela é circundada por plumas avermelhadas de gás, as tonalidades incandescentes em laranja e em vermelho são causadas pelos gases brilhantes, incluindo o hidrogênio e o nitrogênio.

A HD 184738 está no centro de uma pequena nebulosa planetária. A estrela propriamente dita é conhecida como uma estrela WC, uma classe bem rara que lembra muito suas homólogas, as estrelas Wolf-Rayet. Essas estrelas receberam esse nome depois que dois astrônomos franceses, o Charles Wolf e o Georges Rayet, identificaram-nas pela primeira vez em meados do século 19.

As estrelas Wolf-Rayet são estrelas quentes, talvez 20 vezes mais massivas que o Sol, que rapidamente expelem material e perdem massa. As estrelas WC são diferentes, elas tem uma massa baixa e são estrelas parecidas com o Sol no final de suas vidas. Enquanto essas estrelas recentemente tiveram boa parte de sua massa original ejetada, o núcleo estelar quente ainda está perdendo massa numa taxa elevada, criando um vento quente. São esses ventos que causam a semelhança com as estrelas do tipo Wolf-Rayet.

Contudo, os astrônomos podem observar mais de perto a composição desses ventos para contar as estrelas separadamente. As estrelas WC são identificadas pelo carbono e pelo oxigênio em seus ventos. Algumas estrelas Wolf-Rayet são ricas em nitrogênio, são as estrelas WN, mas isso é muito raro de acontecer nas homólogas de baixa massa.

A HD 184738 é também muito brilhante na parte infravermelha do espectro, e é circundada por poeira muito similar ao material com o qual a Terra se formou. A origem dessa poeira é ainda incerta.

Fonte: ESA

Estrelas jovens na Nebulosa do Camarão

O brilhante amontoado de estrelas a seguir forma a enorme maternidade estelar chamada Nebulosa do Camarão.

© ESO/VST (Nebulosa do Camarão)

Obtida com o VLT Survey Telescope (VST), no Observatório do Paranal, Chile, esta pode bem ser a imagem mais nítida alguma vez obtida para este objeto.

A imagem mostra nodos de estrelas quentes recém-nascidas aninhados entre as nuvens que compõem a nebulosa.

Situada a cerca de 6.000 anos-luz de distância da Terra na constelação do Escorpião, a nebulosa conhecida pelo nome formal IC 4628 é uma extensa região cheia de gás e nodos de poeira escura. Estas nuvens de gás são regiões de formação estelar, que produzem jovens estrelas brilhantes e quentes. Na luz visível estas estrelas aparecem-nos de cor azul-esbranquiçada, mas emitem igualmente intensas quantidades de radiação noutras partes do espectro eletromagnético, notadamente no ultravioleta.
É na radiação ultravioleta que as estrelas fazem com que as nuvens de gás brilhem. Esta radiação arranca os elétrons dos átomos de hidrogênio, que seguidamente se recombinam libertando energia sob a forma de luz. Quando este processo ocorre, cada elemento químico emite radiação em determinadas cores e no caso do hidrogènio a cor predominante é o vermelho. A IC 4628 é um exemplo de uma região HII (hidrogènio ionizado).
A Nebulosa do Camarão tem cerca de 250 anos-luz de dimensão, cobrindo uma área no céu equivalente a quatro vezes a Lua Cheia. Apesar deste tamanho enorme, tem sido frequentemente negligenciada pelos observadores devido a ser tão tênue e também porque a maioria da sua radiação é emitida a comprimentos de onda para os quais o olho humano não é sensível. A nebulosa é também conhecida pelo nome de Gum 56, em honra do astrônomo australiano Colin Gum, que publicou um catálogo de regiões HII em 1955.
No decorrer dos últimos milhões de anos, esta região do céu formou muitas estrelas, tanto individualmente como em enxames. Existe um grande enxame estelar disperso chamado Collinder 316, espalhado por quase toda a imagem. Este enxame faz parte de um conjunto muito maior de estrelas muito quentes e luminosas. Vemos também muitas estruturas escuras ou cavidades, donde o material interestelar foi soprado pelos ventos poderosos gerados pelas estrelas quentes da vizinhança.
O VST é o maior telescópio do mundo concebido para mapear o céu em radiação visível. Trata-se de um telescópio de vanguarda de 2,6 metros, construído em redor da câmara OmegaCAM, a qual contém 32 detectores CCD que juntos criam imagens de 268 milhões de pixels. Esta nova imagem com uma largura de 24.000 pixels, é um mosaico composto a partir de duas destas imagens e é uma das maiores imagens simples divulgadas pelo ESO até hoje.
Esta imagem faz parte de um rastreio público de uma grande parte da Via Láctea chamado VPHAS+, que está utilizando o poder do VST para procurar novos objetos tais como estrelas jovens e nebulosas planetárias. O rastreio fornecerá também as melhores imagens jamais obtidas de muitas das enormes regiões de formação estelar brilhantes, tais como a que aqui apresentamos.
As imagens VST já de si muito nítidas foram ainda trabalhadas de modo a fazer sobressair a cor, usando imagens de alta qualidade obtidas através de outros filtros por Martin Pugh, um astrónomo amador com muita aptidão, que observa da Austrália com telescópios de 32 e 13 centímetros.

Fonte: ESO

Asas de uma nebulosa em forma de borboleta

Será que as estrelas são apreciadas da melhor forma quanto a sua arte, depois que elas morrem?

© Hubble/Judy Schmidt (nebulosa planetária M2-9)

Na verdade, as estrelas normalmente criam suas impressões mais artísticas enquanto elas morrem. No caso de estrelas de baixa massa como o Sol e como a M2-9 registrada acima, as estrelas se transformam de estrelas normais para anãs brancas, expelindo seus envelopes gasosos externos. O gás em expansão frequentemente forma uma visão impressionante que chamamos de nebulosa planetária que vai se apagando gradativamente no decorrer de milhares de anos. A M2-9, uma nebulosa planetária na forma de uma borboleta, está localizada a 2.100 anos-luz de distância e é vista em cores representativas, tendo suas asas contando uma história estranha e incompleta. No centro, duas estrelas estão em órbita dentro de um disco gasoso que tem um raio equivalente a 10 vezes o tamanho da órbita de Plutão. O envelope expelido da estrela moribunda se quebra do disco criando a aparência bipolar. Muito sobre o processo físico que gera as nebulosas ainda é um mistério que precisa ser estudado para ser desvendado.

Fonte: NASA

Estrelas e poeiras através da Corona Australis

Nuvens de poeira cósmica se espalham através do campo de estrelas nessa bela vista telescópica de uma região localizada próxima da borda da Corona Australis, a Coroa do Sul.

© Ignacio Diaz Bobillo (Corona Australis)

A menos de 500 anos-luz de distância as nuvens de poeira efetivamente bloqueiam a luz das estrelas de fundo mais distantes na Via Láctea. A imagem se espalha por cerca de 2 graus, ou mais de 15 anos-luz na distância estimada das nuvens. Perto do centro da imagem está um grupo de nebulosas de reflexão catalogadas como NGC 6726, 6727, 6729 e IC 4812. Uma cor azul característica é produzida à medida que a luz proveniente de estrelas quentes é refletida pela poeira cósmica. A poeira também obscurece da visão, estrelas na região que ainda estão em processo de formação. A nebulosa menor amarelada NGC 6729 circunda a jovem estrela variável R Coronae Australis. Abaixo estão os arcos e laços identificados como objetos Herbig Haro associados com estrelas energéticas recém-nascidas. O magnífico aglomerado estelar globular NGC 6723, está na parte direita da imagem. Apesar da NGC 6723 parecer ser parte desse grupo, suas antigas estrelas na verdade estão a aproximadamente 30.000 anos-luz de distância, bem mais distantes do que as jovens estrelas das nuvens de poeira da Corona Australis.

Fonte: NASA

O amendoim no coração da nossa Galáxia

Dois grupos de astrônomos usaram os telescópios do ESO para fazerem o melhor mapa em três dimensões das zonas centrais da Via Láctea.

© ESO (impressão artística do bojo central da Via Láctea)

As equipes descobriram que as regiões internas vistas a partir de certos ângulos se parecem com um amendoim, enquanto que de uma perspectiva diferente podemos ver uma estrutura em X. Esta forma estranha foi mapeada com o auxílio de dados públicos do telescópio de rastreio VISTA do ESO e também a partir de medições dos movimentos de centenas de estrelas muito tênues situadas no bojo central.

O bojo galáctico é uma das regiões mais importantes e de maior massa da nossa Galáxia. Esta enorme nuvem central com cerca de 10.000 milhões de estrelas tem uma dimensão de milhares de anos-luz mas a sua estrutura e origem não eram bem compreendidas.
Infelizmente a partir do interior do disco galáctico que é a posição da Terra, a vista desta região central, a cerca de 27.000 anos-luz de distância, encontra-se fortemente obscurecida por nuvens densas de gás e poeira. Os astrônomos apenas conseguem obter uma boa vista do bojo observando em grandes comprimentos de onda, tais como em radiação infravermelha, a qual consegue penetrar as nuvens de poeira.
Observações anteriores, tanto do satélite COBE como do rastreio infravermelho do céu 2MASS, tinham já sugerido que o bojo tinha uma misteriosa forma em X. Agora, dois grupos de cientistas utilizaram novas observações de vários telescópios do ESO para obterem uma vista muito mais clara da estrutura do bojo.
O primeiro grupo, do Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE) em Garching, Alemanha, usou o rastreio no infravermelho próximo VVV (VISTA Variables in the Via Lactea Survey) do telescópio VISTA, instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile. Este novo rastreio público consegue observar estrelas trinta vezes mais tênues do que as observadas em anteriores rastreios ao bojo. A equipe identificou um total de 22 milhões de estrelas pertencentes à classe das gigantes vermelhas, cujas propriedades bem conhecidas permitem calcular as suas distâncias. As estrelas gigantes vermelhas foram escolhidas para este estudo uma vez que podem ser usadas como velas padrão: nesta fase da vida das estrelas gigantes a sua luminosidade é essencialmente independente da idade ou composição. A quantidade de gás e poeira que obscurece as estrelas é calculada diretamente a partir das cores observadas das estrelas, por isso pode medir-se a sua distribuição de brilho sem obscurecimento. Seguidamente e porque as estrelas vermelhas têm praticamente o mesmo brilho intrínseco, podemos obter distâncias aproximadas para cada estrela. A boa cobertura espacial do rastreio VVV permitiu fazer medições em toda a região interna da Via Láctea e a partir daí pôde construir-se as medições a três dimensões da estrutura do bojo.
“A profundidade do catálogo de estrelas VISTA excede de longe trabalhos anteriores e conseguimos detectar a população total destas estrelas em todas as regiões menos nas mais obscuras,” explica Christopher Wegg (MPE), autor principal do primeiro estudo. “A partir desta distribuição estelar pudemos fazer um mapa em três dimensões do bojo galáctico. Esta é a primeira vez que tal mapa é feito sem se assumir um modelo teórico para a forma do bojo.”
“Descobrimos que a região interna da nossa Galáxia tem uma forma tipo “caixa”, assemelhando-se a um amendoim na casca vista de um lado, a um X gigante vista do outro e a uma barra muito alongada vista de cima,” acrescenta Ortwin Gerhard, co-autor do primeiro artigo e líder do grupo do MPE.
A segunda equipe internacional, liderada pelo estudante de doutoramento chileno Sergio Vásquez (Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chile e ESO, Santiago, Chile), utilizou uma abordagem diferente para identificar a estrutura do bojo. Ao comparar imagens observadas com o auxílio do telescópio MPG/ESO de 2,2 metros e obtidas com um intervalo de onze anos, a equipe pôde medir os minúsculos desvios no céu devido aos movimentos das estrelas do bojo. Estes desvios foram combinados com medições dos movimentos das mesmas estrelas a aproximarem-se ou a afastarem-se da Terra, mapeando-se assim os movimentos de mais de 400 estrelas em três dimensões.
“Esta é a primeira vez que se obteve um grande número de velocidades em três dimensões para estrelas individuais do bojo”, conclui Vásquez. “As estrelas que observamos parecem estar se movendo ao longo dos braços em forma de X do bojo, à medida que as suas órbitas as levam para cima e para baixo e para fora do plano da Via Láctea. Tudo isto se ajusta na perfeição com previsões de modelos atuais!”
Os astrônomos pensam que a Via Láctea era originalmente um disco puro de estrelas, que formou uma barra plana há milhares de milhões de anos atrás. Esta barra deu depois origem à forma de amendoim em três dimensões vista nas novas observações.

Este trabalho foi descrito nos artigos científicos com os titulos: “Mapping the three-dimensional density of the Galactic bulge with VVV red clump stars” de C. Wegg et al., que será publicado na revista da especialidade Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, e “3D kinematics through the X-shaped Milky Way bulge”, de S. Vásquez et al., que foi recentemente publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Caçando buracos negros

A sonda da NASA caçadora de buracos negros, conhecida como Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) completou o registro de seus 10 primeiros buracos negros supermassivos.

© NuSTAR (imagem em raios X e óptico de buracos negros)

A missão é o primeiro telescópio capaz de focar a luz de raios X de mais alta energia em imagens detalhadas.

Os novos buracos negros descobertos são os primeiros de centenas desses objetos que são esperados que sejam descobertos pela missão nos próximos dois anos. Essas monstruosas estruturas, buracos negros circundados por espessos discos de gás, localizam-se nos núcleos de galáxias distantes entre 0,3 e 11,4 bilhões de anos-luz da Terra.

“Nós descobrimos os buracos negros por acaso”, explica David Alexander, um membro da equipe do NuSTAR baseado no Departamento de Física da Universidade de Durham na Inglaterra e principal autor deste novo estudo. “Nós ficamos olhando para alvos conhecidos e registramos os buracos negros no segundo plano das imagens”.

Achados fortuitos adicionais como esses são esperados pela missão. Juntamente com as pesquisas de alvos da missão de regiões selecionadas do céu, a equipe do NuSTAR planeja combinar centenas de imagens feitas pelo telescópio, com o objetivo de descobrir buracos negros no segundo plano das imagens.

Uma vez que os 10 buracos negros foram identificados, os pesquisadores foram pesquisar os dados anteriores obtidos pelo Observatório de raios X Chandra da NASA e pelo satélite XMM-Newton da ESA, dois telescópios espaciais complementares que observam a luz de raios X de alta energia. Os cientistas descobriram que os objetos tinham sido detectados antes. Porém só com o NuSTAR foi possível observar com um detalhe excepcional esses objetos.

Combinando as observações feitas por todo o espectro de raios X, os astrônomos esperam resolver mistérios sobre os buracos negros. Por exemplo, como muitos deles populam o Universo?

“Nós estamos cada vez mais perto de resolver um mistério que começou em 1962”, disse Alexander. “Nessa época, os astrônomos haviam notado um brilho difuso de raios X no plano de fundo do céu, mas não sabiam ao certo sua origem. Agora, nós sabemos que os buracos negros supermassivos distantes são fontes desse tipo de luz, mas nós precisamos do NuSTAR para ajudar a detectar e entender a população dos buracos negros”.

O brilho de raios X, chamado de raio X cósmico de fundo, tem o pico nas frequências de alta energia que o NuSTAR foi designado para observar, assim a missão é fundamental para identificar o que está produzindo a luz. O NuSTAR também pode encontrar os buracos negros supermassivos mais escondidos, enterrados em espessas paredes de gás.

“Os raios X de mais alta energia podem passar direto até mesmo pelas mais significantes quantidades de poeira e gás que circundam os buracos negros supermassivos ativos”, disse Fiona Harrison, uma co-autora do estudo e principal pesquisadora da missão, no Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena.

Os dados do Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) e do Spitzer também fornecem pedaços faltantes no quebra-cabeça dos buracos negros pesando a massa das galáxias que os hospedam.

“Nossos primeiros resultados mostram que os buracos negros supermassivos mais distantes estão encapsulados nas maiores galáxias”, disse Daniel Stern, um co-autor do estudo e um cientista de projeto para o NuSTAR no Laboratório de Propulsão a Jato da NASA em Pasadena, na Califórnia. “Isso era o esperado. Se voltarmos quando o Universo era mais jovem, existia muita ação com galáxias maiores, colidindo, se fundindo e crescendo.

Observações futuras revelarão mais sobre os acontecimentos incríveis dos buracos negros próximos e distantes. Além de caçar buracos negros remotos, o NuSTAR está também pesquisando por outros objetos exóticos dentro da Via Láctea.

Este estudo aparece na edição de agosto da revista especializada The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

As anãs marrons mais frias já descobertas

Em 2011, os astrônomos na caça pelos corpos celestes parecidos com estrelas mais frioa que existem descobriram uma nova classe desses objetos usando o telescópio espacial Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) da NASA.

© NASA/JPL (localização das anãs marrons frias descobertas)

Mas até agora ninguém sabia exatamente quão fria as superfícies dos corpos realmente eram.

Um novo estudo usando o telescópio espacial Spitzer da NASA mostra que enquanto essas anãs marrons são de fato os corpos celestes livres mais frios conhecidos, eles são mais quentes do que se pensava anteriormente, com temperaturas superficiais variando de 125 a 175 graus Celsius. Por comparação, o Sol tem uma temperatura superficial da ordem de 5,730 graus Celsius.

Para alcançar essas temperaturas superficiais depois de esfriarem por bilhões de anos, esses objetos teriam massas de somente 5 a 20 vezes a massa do planeta Júpiter. Diferente do Sol, a única fonte de energia dessas anãs marrons mais frias, vem da sua contração gravitacional, que depende diretamente de sua massa. O Sol tem sua energia produzida pela conversão de hidrogênio em hélio, essas anãs marrons não têm calor suficiente para que esse tipo de reação nuclear ocorra.

As descobertas ajudam os pesquisadores a entenderem como os planetas e as estrelas se formam.

“Se um desses objetos fosse encontrado orbitando uma estrela, existiria uma boa chance dele ser chamado de planeta”, disse Trent Dupuy, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics e coautor do estudo. Mas pelo fato deles provavelmente se formarem por si só e não num disco de formação de planetas orbitando uma estrela mais massiva, os astrônomos ainda chamam esses objetos de anãs marrons mesmo se suas massas sejam de tamanho planetário.

Caracterizar essas frias anãs marrons é desafiante, pois elas emitem a maior parte da sua luz no comprimento de onda do infravermelho e são muito apagadas devido ao seu pequeno tamanho e a sua baixa temperatura.

Para registrar as temperaturas com precisão, os astrônomos precisam saber as distâncias até esses objetos. “Nós queremos descobrir se eles foram mais frios, mais apagados e mais próximos, ou se eles eram mais quentes, mais brilhantes e mais distantes”, explica Dupuy.

Usando o Spitzer, a equipe determinou que as anãs marrons em questão estão localizadas a distâncias entre 20 a 50 anos-luz.

Para determinar as distâncias até esses objetos, a equipe mediu suas paralaxes, ou seja, a mudança aparente na posição contra um fundo de estrelas com o passar do tempo. À medida que o Spitzer orbita o Sol, sua perspectiva muda e os objetos próximos parecem ficar indo e vindo. O mesmo efeito ocorre se você fechar um olho e estender a mão para observar o seu dedo, você verá que alterando o olho o dedo parece mudar de posição, quando observado contra um fundo distante.

Mas até mesmo para essas anãs marrons relativamente próximas, o movimento de paralaxe é pequeno. “Para ser capaz de determinar as distâncias com precisão, nossas medidas precisam ter a mesma precisão, é como saber a posição de um inseto de 2,5 centímetros a 320 quilômetros de distância”, explica Adam Kraus, professor na Universidade do Texas em Austin e outro coautor do estudo.

Os novos dados também apresentam um novo desafio aos astrônomos que estudam as atmosferas de objetos frios parecidos com planetas. Diferente das anãs marrons mais quentes e das estrelas, as propriedades observadas desses objetos não parece se correlacionar fortemente com a temperatura.

Esse estudo examinou amostras iniciais das anãs marrons mais frias descobertas nos dados de pesquisa do WISE. Objetos adicionais descobertos nos últimos dois anos ainda devem ser estudados, e os cientistas esperam que eles iluminem essas questões ainda permanentes.

Um artigo sobre o assunto foi publicado no jornal Science Express.

Fonte: NASA

A pulsante RS Puppis

Essa é uma das estrelas mais importantes no céu. Isso ocorre parcialmente, pois, por coincidência, ela é circundada por uma nebulosa de reflexão.

© Hubble/Stephen Byrne (a estrela cefeida RS Puppis)

A pulsante RS Puppis, a estrela mais brilhante no centro da imagem, é cerca de dez vezes mais massiva que o nosso Sol e na média 15.000 vezes mais luminosa. De fato, a RS Pup, é uma estrela variável do tipo Cefeidas, uma classe de estrelas cujo brilho é usado para estimar as distâncias de galáxias próximas como um dos primeiros passos para se estabelecer a escala da distância cósmica. Como a RS Pup pulsa num período de aproximadamente 40 dias, suas mudanças de brilho regulares são também vistas juntamente com um tempo de atraso causado pela nebulosa, efetivamente, um eco de luz. Usando as medidas do atraso de tempo e do tamanho angular da nebulosa, a conhecida velocidade da luz, permite que os astrônomos possam geometricamente determinar a distância até a RS Pup, que é de 6.500 anos-luz, com um erro mínimo de aproximadamente 90 anos-luz. Considerada uma das realizações impressionantes da astronomia estelar, as medidas de distância do eco de luz também é considerada uma maneira mais precisa de se estabelecer o brilho verdadeiro da RS Pup, e por extensão de outras estrelas Cefeidas, melhorando assim o conhecimento das distâncias das galáxias além da Via Láctea.

Fonte: NASA

Desaparecimento de estrela explica supernova

De vez em quando algo espetacular ocorre em um dos poucos lugares que os seres humanos gostam de observar: a vastidão do cosmos.

© Bill Snyder (galáxia do Redemoinho e a supernova 2011dh)

Como uma ave rara que pousa para dar um mergulho na Fontana di Trevi, em Roma, uma descoberta tão feliz, exótica e inesperada produz uma abundância de testemunhas e farta documentação fotográfica.
Foi o que aconteceu com uma recente supernova na galáxia espiral M51, mais conhecida pelos observadores ocasionais como a galáxia do Redemoinho (Whirlpool galaxy, em inglês), um turbilhão fotogênico a cerca de 25 milhões de anos-luz de distância.
Pouco depois que a luz de uma estrela que explodiu ali alcançou a Terra, no final de maio de 2011, relatos amadores do cataclismo começaram a se avolumar no Bureau Central para Telegramas Astronômicos (CBAT, na sigla em inglês), um organismo internacional, oficial, responsável pela catalogação e identificação de novos dados telescópicos. Não demorou e a explosão ganhou a designação oficial de supernova 2011dh.
Como a galáxia do Redemoinho tem muitos admiradores, um ponto novo e brilhante na extremidade da espiral certamente chamaria a atenção de muitos observadores. “Essa é uma das galáxias mais próximas (da Terra), além de ser muito bonita e famosa”, afirma o astrônomo Schuyler Van Dyk, do Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech).
Melhor ainda: a bem documentada supernova revelou ser uma categoria rara conhecida como supernova tipo IIb.
Essas explosões resultam do colapso de uma estrela massiva que perdeu a maior parte de seu invólucro exterior de hidrogênio, possivelmente devido à força gravitacional de uma companheira estelar binária.
De todas as estrelas que chegam ao fim de suas vidas em um colapso catastrófico, que é uma das duas possibilidades que originam uma supernova, apenas uma em cada 10 aproximadamente produz um tipo IIb.
Os astrônomos têm algumas explicações gerais para essas explosões, mas determinar a sequência exata dos eventos que produzem esses corpos celestes é uma tarefa difícil. Como os cientistas nunca sabem quando uma estrela está prestes a se transformar em uma supernova até que já tenha explodido, normalmente é impossível determinar com precisão qual estrela teve um fim violento.
São raros os casos em que os astrônomos podem reunir imagens suficientemente detalhadas da região em questão, antes da explosão, para identificar a origem.
Em 2011, no entanto, a fama da galáxia do Redemoinho foi conveniente mais uma vez. “Poucos dias após a descoberta da supernova fomos ao arquivo de dados do telescópio espacial Hubble e descobrimos que um dos ex-diretores do HST havia composto um lindo mosaico da M51, uma imagem gloriosa e multicolorida”, conta Van Dyk.
As imagens do Hubble revelaram que, em 2005, no exato local onde a supernova apareceu sem aviso prévio em 2011, existia uma estrela supergigante amarela.
No entanto, muitos pesquisadores consideraram que o perfil da explosão não se encaixava no que seria de se esperar do colapso de uma supergigante. Em vez disso, seus dados para a 2011dh apontavam para a explosão de uma estrela mais “encolhida”, talvez uma companheira binária da supergigante amarela que havia sido reduzida a quase somente o seu núcleo pela força gravitacional de sua vizinha.
“De início acreditamos que a progenitora era essencialmente essa estrela muito reduzida, muito azul, e por essa razão invisível” nas imagens de Hubble, explica Van Dyk. “A estrela amarela estava escondendo a estrela mais azul que de fato explodiu. Essa era a nossa conjectura”.
Uma equipe concorrente, porém, havia chegado a outra conclusão. Uma análise inicial feita por Justyn Maund, atualmente na Queen’s University de Belfast, na Irlanda do Norte, e colaboradores concluiram que a estrela gigante avistada pelo Hubble no local da explosão tinha, de fato, sido a progenitora. “Eles afirmaram que era a estrela amarela que explodiu”, diz Van Dyk. “Eles tinham outros dados mais consistentes com uma progenitora mais ‘extensa’. E foi isso”.
Em março deste ano, quase dois anos depois que a supernova apareceu originalmente na galáxia do Redemoinho, Van Dyk e seus colegas requisitaram o Hubble mais uma vez para dar outra olhada.
Para sua surpresa, a estrela supergigante amarela, que eles presumiam ser uma mera “espectadora” da explosão, tinha desaparecido. Outra equipe, que utilizou telescópios em terra, viu a mesma coisa. “Nós só queríamos ver como era a evolução da supernova”, diz Van Dyk. “Esperávamos, sem sombra de dúvida, que a supergigante amarela ainda estivesse lá nas imagens deste ano”.
No fim das contas, o desaparecimento da supergigante implicou a estrela como a fonte da supernova. “Na realidade, a outra equipe estava certa e nós lamentamos nesse sentido”, diz Van Dyk.
Mas a saga da supernova 2011dh não terminará aí.
À medida que sua brilhante mancha remanescente continuar a desvanecer, a galáxia do Redemoinho retomará a sua aparência anterior a 2011, menos uma estrela supergigante.
Mais no final do ano, em meados de novembro, o brilho da supernova terá desvanecido tanto que a parceira sobrevivente da supergigante amarela deverá se tornar visível, se é que a estrela, de fato, estava “presa” em um sistema binário como tem sido afirmado para explicar o raro evento tipo IIb. “Na realidade, você deve poder ver a estrela companheira no sistema binário”, observa Van Dyk, revelando que várias equipes já solicitaram tempo de estudo do telescópio Hubble para acompanhar a evolução da supernova 2011dh. “Se eles conseguirem ver a companheira binária, isso conferirá muita credibilidade ao caminho binário para esse tipo de supernova”, acrescenta. “E isso realmente seria muito importante”.

Van Dyk e seus colegas publicaram suas constatações, que validaram as conclusões de seus concorrentes, na edição de agosto da revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Scientific American Brasil

Programa para detectar exoplanetas

A NASA lançou um programa para ajudar astrônomos amadores a detectar exoplanetas.

© NASA/ESA/G. Bacon (ilustração de um exoplaneta em trânsito)

O software pode ser acessado gratuitamente pela internet e promete "corrigir" distorções e mudanças no brilho de estrelas que venham a ser causadas pela atmosfera da Terra.
Denominado OSCAAR (Open Source differential photometry Code for Accelerating Amateur Research), o programa permite medir as mudanças de brilho de todas as estrelas no campo de visão do telescópio simultaneamente, o que facilita a busca por exoplanetas.
É necessário um telescópio equipado com um detector eletrônico de luz (do tipo CCD) e um computador. Também é preciso softwares que permitam transferir informações do telescópio para o computador, de preferência com sistema operacional Windows 7 ou superior, Mac OS X 10.6 ou superior, Ubuntu 12 ou superior e outra distribuição Linux.
"Não estamos dizendo que o OSCAAR vai permitir a você competir com a sonda espacial Kepler, a menos que você o adapte para isso", brincou Brett Morris, um dos pesquisadores da agência espacial responsáveis pelo programa.
"Mas as observações podem ser muito satisfatórias, já que vai ser possível saber se você está observando e descobrindo outros planetas", disse o cientista. Ele ressalta que para encontrar um "candidato" a exoplaneta, os cientistas da NASA observam o brilho de milhares de estrelas várias vezes.
Ele acredita que os astrônomos poderão fazer medições de no mínimo uma dúzia de estrelas com potencial para abrigar exoplanetas, mesmo em áreas urbanas, onde o céu é menos estrelado devido à poluição. Os amadores conseguirão detectar exoplanetas do tamanho de Júpiter, muito quentes, em geral orbitando próximos a estrelas.

Para obter o software que está no host 'GitHub', um site para o desenvolvimento de código colaborativo, acesse o link do OSCAAR.

Fonte: G1 e NASA