Matéria escura gera raios gama no centro galáctico?

O que está criando os raios gama no centro da nossa galáxia?

© Fermi Space Telescope (emissão de raios gama do centro galáctico)

Uma das respostas é que seja a elusiva matéria escura. Nos últimos anos o telescópio espacial Fermi da NASA tem imageado o centro da nossa galáxia em raios gama. Análises repetidas e detalhadas indicam que a região ao redor do centro galáctico parece ser muito brilhante para ser gerada somente pelas fontes de raios gama conhecidas. Uma imagem bruta da região do Centro Galáctico em raios gama é mostrada acima na esquerda, enquanto que a imagem da direita tem todas as fontes conhecidas subtraídas, deixando um excesso inesperado. Um modelo hipotético que parece se ajustar ao excesso envolve um tipo de matéria escura conhecida como WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), que pode estar colidindo com ela própria para criar os raios gama detectados. Essa hipótese é controversa, e os debates e investigações mais detalhadas estão a caminho. Encontrar a natureza da matéria escura é uma das grandes questões da ciência moderna, como previamente esse tipo incomum de matéria cosmologicamente pervasiva tem se mostrado somente através da gravitação.

Fonte: NASA

Magnetismo explana o mistério dos discos de formação de planetas

Os astrônomos dizem que tempestades magnéticas no gás orbitando jovens estrelas podem explicar um mistério que tem persistido desde antes de 2006.

© NASA/JPL-Caltech (loops magnéticos carregam gás e poeira no disco de formação de planetas)

Os pesquisadores, usaram o telescópio espacial Spitzer da NASA para estudar estrelas em desenvolvimento que tiveram um momento complicado para entender por que as estrelas emitem mais luz infravermelha do que o que era esperado. Os discos de formação de planetas, que circulam as jovens estrelas são aquecidos pela luz das estrelas e brilham na luz infravermelha, mas o Spitzer detectou uma luz infravermelha adicional vindo de uma fonte desconhecida.

Uma nova teoria, com base em modelos tridimensionais da formação de discos de planetas sugere a resposta: O gás e a poeira suspensa acima dos discos em gigantescos loops magnéticos como os vistos no Sol, absorvem a luz das estrelas e brilha intensamente na luz infravermelha.

“Se você pudesse de alguma maneira permanecer num desses discos de formação de planetas e olhar para a estrela no centro, através da atmosfera do disco, você poderia ver o que se pareceria com o pôr-do-Sol”, disse Neal Turner do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA, em Pasadena, na Califórnia.

Os novos modelos descrevem melhor como o material de formação de planetas ao redor das estrelas é agitado, forjando seu caminho para a geração de futuros planetas, asteroides e cometas.

Embora a ideia das atmosferas magnéticas nos discos de formação de planetas não seja nova, essa é a primeira vez que integraram isso ao mistério do excesso de luz infravermelha observado. De acordo com Turner e seus colegas, as atmosferas magnéticas são similares àquelas que ocorrem na superfície do nosso Sol, onde linhas do campo magnético em movimento geram tremendas proeminências solares em grandes loops.

As estrelas nascem a partir do colapso de pacotes de enormes nuvens de gás e poeira, em rotação à medida que eles mergulham sob a força da gravidade. À medida que a estrela cresce de tamanho, mais material cai da nuvem, e a rotação achata esse material num disco tubulento. No final, planetas se aglomeram na parte de fora desse material.

Na década de 1980, a missão Infrared Astronomical Satellite, um projeto conjunto que incluía a NASA, começou a encontrar mais luz infravermelha do que era esperado ao redor das estrelas jovens. Usando dados de outros telescópios, os astrônomos notaram a presença de discos empoeirados do material de formação de planetas. Mas eventualmente tem se tornado claro que os discos sozinhos não eram suficientes para gerar a luz infravermelha extra, especialmente no caso das estrelas com algumas vezes a massa do Sol.

Uma teoria introduziu a ideia de que ao invés de um disco, as estrelas eram circundadas por um gigantesco halo empoeirado, que interceptou a luz visível da estrela e irradiou novamente nos comprimentos de onda do infravermelho. Então, recentes observações feitas com telescópios baseados em Terra, sugerem que tanto um disco e um halo foram necessários. Finalmente, modelos computacionais tridimensionais da turbulência nos discos mostram que os discos devem ter uma superfície nebulosa, com camadas de gás de baixa densidade suportando campos magnéticos, similares as proeminências solares que suportam o campo magnético do Sol.

O novo trabalho junta todos esses pedaços calculando como a luz das estrelas cai através do disco e de sua atmosfera nebulosa. O resultado é que a atmosfera absorve e re-irradia uma quantidade suficiente de toda a luz infravermelha extra.

“O material interceptado pela luz da estrela não localiza-se no halo, e nem no disco tradicional, mas num disco de atmosfera suportado por campos magnéticos”, disse Turner. “Essas atmosferas magnetizadas foram previstas de se formarem à medida que o disco dirige gás para dentro se chocando com a estrela em crescimento”.

Nos próximos anos, os astrônomos testarão essas ideias sobre a estrutura dos discos atmosféricos usando gigantescos telescópios baseados em Terra de forma integrada como interferômetros. Um interferômetro combina e processa dados de múltiplos telescópios para mostrar detalhes mais nítidos do que um telescópio pode fazer sozinho. Os espectros do gás turbulento nos discos também virão do telescópio SOFIA da NASA, do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), no Chile, e do telescópio espacial James Webb da NASA depois de seu lançamento em 2018.

Fonte: NASA

A primeira medição direta da rotação de um buraco negro

Utilizando o observatório de raios X Chandra da NASA e o XMM-Newton ESA astrônomos analisaram um buraco negro supermassivo localizado a 6 bilhões de anos-luz da Terra que está girando muito rapidamente.

© Chandra/Hubble (quasar RX J1131)

Esta primeira medição direta da rotação de um buraco negro tão distante é um avanço importante para a compreensão de como os buracos negros crescem ao longo do tempo. Os buracos negros são definidos por apenas duas características simples: massa e rotação. Embora os astrônomos tenham sido capazes de medir as massas dos buracos negros de forma muito eficaz, determinar sua velocidade de rotação é algo muito mais difícil.

Na última década, os astrônomos têm buscado formas de estimar a rotação de buracos negros em distâncias superiores a vários bilhões de anos-luz observando a região em torno deles naquela época. No entanto, a determinação das rotações destes buracos negros remotos envolve vários percursos que dependem uns dos outros. A equipe de Rubens Reis, da Universidade de Michigan, conseguiu finalmente determinar de modo preciso da rotação do buraco negro que produz um quasar extremamente brilhante conhecido como RX J1131-1231 ou simplesmente RX J1131. Por causa do alinhamento fortuito, a distorção do espaço-tempo pelo campo gravitacional de uma galáxia elíptica gigante localizada entre o quasar e a Terra atua como uma lente gravitacional que amplia a luz do quasar.

A lente gravitacional, prevista por Albert Einstein, oferece uma rara oportunidade de estudar a região mais interna de quasares distantes, agindo como um telescópio natural e ampliando a luz dessas fontes. “Devido a esta lente gravitacional, fomos capazes de obter informações muito detalhadas sobre o espectro de raios X do RX J1131″, disse o co-autor Mark Reynolds, também de Michigan. “Por sua vez, isso nos permitiu obter um valor muito preciso para o quão rápido o buraco negro está girando.” Os resultados revelarem que o buraco negro está girando aproximadamente na metade da velocidade da luz, ou seja, 150 mil quilômetros por segundo.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: NASA

Choque de cometas explica caroço de gás em torno de estrela jovem

Astrônomos anunciaram a descoberta de um caroço inesperado de monóxido de carbono gasoso no disco de poeira que circunda a estrela Beta Pictoris.

© Goddard Space Flight Center/F. Reddy (ilustração de Beta Pictoris)

A descoberta, feita com observações obtidas pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) situado no norte do Chile, é surpreendente uma vez que se espera que tal gás seja rapidamente destruído pela radiação estelar. Algo, provavelmente colisões frequentes entre objetos pequenos e gelados, como cometas, faz com que o gás esteja sendo constantemente criado.

A Beta Pictoris, uma estrela próxima facilmente observável a olho nu no céu austral, já é tida como sendo o arquétipo dos sistemas planetários jovens. Sabe-se que abriga um planeta que orbita a estrela a uma distância de 1,2 bilhões de quilômetros e foi uma das primeiras estrelas que se descobriu rodeada por um enorme disco de poeira. Há muitas estrelas que se encontram envolvidas por nuvens de poeira em movimento, os chamados detritos de poeira. Trata-se dos restos de uma colisão em cascata de rochas em torno da estrela, um pouco como a destruição colisional da estação espacial que aparece no filme Gravity (mas a uma escala muito maior).
As novas observações do ALMA mostram que o disco está permeado de gás de monóxido de carbono. Paradoxalmente, a presença deste gás, tão prejudicial aos humanos na Terra, poderá indicar que o sistema planetário Beta Pictoris se tornará eventualmente passível de abrigar vida. O bombardeamento de cometas que os seus planetas sofrem atualmente está muito provavelmente fornecendo-lhes água indispensável à vida. Os cometas contêm gelos de monóxido de carbono, dióxido de carbono, amônia e metano, no entanto a sua componente majoritária é uma mistura de poeira e gelo de água.

© ESO/NASA (diagrama da concentração de monóxido de carbono em torno de Beta Pictoris)

No entanto, o monóxido de carbono é rápida e facilmente destruído pela radiação estelar, que dura apenas cerca de 100 anos no local onde se encontra no disco de Beta Pictoris. Observá-lo num disco com 20 milhões de anos de idade é realmente uma surpresa. A pergunta é então: de onde é que este gás vem e porque é que ainda lá se encontra?
“A não ser que estejamos observando Beta Pictoris num momento muito particular, o monóxido de carbono deve estar sendo continuamente criado” diz Bill Dent, um astrônomo do ESO trabalhando no Escritório do ALMA em Santiago, Chile, e autor principal do artigo científico. “A fonte mais abundante de monóxido de carbono num sistema estelar jovem é a colisão de objetos gelados, desde cometas a objetos maiores do tamanho de planetas”.
Mas a taxa de destruição tem que ser muito elevada: “Para que haja a quantidade de monóxido de carbono que estamos observando, a taxa de colisões tem de ser verdadeiramente espantosa; uma colisão de um cometa grande a cada cinco minutos”, diz Aki Roberge, astrônomo no Goddard Research Center da NASA, em Greenbelt, EUA e co-autor do artigo. “E para termos este número de colisões, terá que haver uma enorme concentração de cometas”.
O ALMA mostrou ainda outra surpresa, já que as observações revelaram não apenas o monóxido de carbono mas permitiram também mapear a sua localização no disco, devido à capacidade única do ALMA em medir simultaneamente posições e velocidades: o gás concentra-se num único caroço compacto. Esta concentração situa-se a 13 bilhões de quilômetros de distância da estrela, o que corresponde a cerca de três vezes a distância de Netuno ao Sol. A razão por que o gás se concentra neste pequeno caroço tão longe da estrela permanece um mistério.
“Este caroço de gás é uma importante pista sobre o que se passa nas regiões mais externas deste sistema planetário jovem”, diz Mark Wyatt, astrônomo da Universidade de Cambridge, RU, e co-autor do artigo. Mark explica que existem dois processos pelos quais este caroço se pode ter formado: “Ou a atração gravitacional de um planeta ainda não detectado, com massa semelhante à de Saturno, concentra as colisões cometárias nesta pequena região, ou o que estamos vendo são os resquícios de uma colisão catastrófica entre dois planetas gelados com massas semelhantes à de Marte”.
Ambas estas hipóteses dão aos astrônomos razões para esperar descobrir vários outros planetas em torno de Beta Pictoris. “Este monóxido de carbono é apenas o início, podem haver outras moléculas pré-orgânicas mais complexas libertadas por estes corpos gelados”, acrescenta Roberge.
Estão previstas mais observações com o ALMA, que ainda não alcançou sua capacidade máxima, para se continuar estudando este intrigante sistema planetário e consequentemente ajudar-nos a compreender quais as condições que existiam durante a formação do nosso Sistema Solar.

Os novos resultados foram publicados na revista Science.

Fonte: ESO

Hubble testemunha a desintegração de um asteroide

O telescópio espacial Hubble da NASA/ESA fotografou algo que nunca antes havia sido visto, um asteroide se partindo, que acabou se fragmentando em dezenas de pedaços menores.

© Hubble (fragmentação do asteroide P/2013 R3)

Embora cometas frágeis já foram observados se rompendo ao se aproximarem do Sol, nada como o rompimento do asteroide P/2013 R3 havia sido observado antes no cinturão de asteroides.

“Isso é uma rocha. Vê-la se partindo bem diante de nossos olhos é algo espetacular”, disse David Jewitt, da UCLA, EUA, que liderou a investigação astronômica forense.

O asteroide, designado P/2013 R3 foi notado primeiramente como um objeto incomum e nebuloso em 15 de Setembro de 2013 pelas exploradores do céu Catalina e Pan-STARRS. Observações feitas na sequência, em 1 de Outubro de 2013 com o telescópio Keck em Mauna Kea, no Havaí, revelaram três corpos se movendo envoltos num envelope empoeirado que tinha aproximadamente o diâmetro da Terra.

“O Keck nos mostrou que essa coisa se mostraria espetacular quando observada pelo Hubble”, disse Jewitt. Com a sua resolução superior, as observações feitas do espaço com o Hubble, mostraram que haviam na verdade dez objetos distintos, cada um deles com uma cauda parecida com a de um cometa. Os quatro maiores fragmentos tinham cerca de 200 metros de raio, mais ou menos, o dobro do comprimento de um campo de futebol.

Os dados adquiridos com o Hubble mostraram que os fragmentos estavam derivando para longe um dos outros a uma velocidade de 1,5 quilômetros por hora, mais lentamente do que a velocidade de um ser humano. O asteroide começou a se romper no começo do ano passado, mas as últimas imagens mostram que alguns pedaços continuam aparecendo.

“Isso é algo realmente bizarro de se observar, nós nunca vimos algo como isso antes”, disse a co-autora Jessica Agarwal do Max Planck Institute for Solar System Research na Alemanha. “O rompimento pode ter diversas causas, mas as observaçõe do Hubble são detalhadas o suficiente para que nós possamos apontar o processo responsável”.

A contínua descoberta de mais fragmentos sugere que seja pouco provável que o asteroide se desintegrou devido a uma colisão com outro asteroide, o que seria algo instantâneo e violento em comparação com o que está se observando. Alguns desses detritos teriam também uma velocidade maior do que aquela que tem se observado.

Também é pouco provável que o asteroide tenha se rompido devido à pressão do gelo interior que foi aquecido e vaporizou. O objeto é muito frio para que pedaços de gelo sublimem de forma significante, e tem sido mantido a uma distância aproximada de 480 milhões de quilômetros do Sol por quase toda a existência do Sistema Solar.

Isso deixa como sugestão para a desintegração do asteroide o cenário em que devido a um efeito sutil da luz solar, a taxa de rotação do objeto aumentou vagarosamente com o tempo. Eventualmente, os pedaços foram rompidos devido a força centrífuga. A possibilidade do rompimento por esse fenômeno, conhecido como efeito YORP, tem sido discutida pelos cientistas por alguns anos, mas até o momento não havia sido observada. O efeito YORP (Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack) ocorre quando a luz do Sol é absorvida pelo corpo e, em seguida, re-emitida na forma de calor. Quando a forma do corpo emissor não é perfeitamente regular, mais calor é emitido a partir de algumas regiões do que em outras. Isto cria um pequeno desequilíbrio que provoca um binário constante no corpo, alterando a sua velocidade de rotação.

Para o rompimento ocorrrer, o P/2013 R3 precisa ter uma fraca fratura interior, provavelmente resultante das numerosas e não destrutivas colisões que ele sofreu no passado com outros asteroides. A maioria dos pequenos asteroides que foram danificados severamente pelo caminho, criaram uma estrutura interna fraca. O P/2013 R3 é provavelmente o produto de uma colisão de um corpo ainda maior em algum momento no último bilhão de anos.

“Essa é a última coisa na fronteira das estranhas descobertas a respeito dos asteroides, incluindo o ativo asteroide P/2013 P5 que foi descoberto como tendo seis caudas”, disse Agarwal. “Isso indica que o Sol tem uma grande função na desintegração desses pequenos corpos do Sistema Solar, pressionando-os por meio da sua luz”.

Os detritos remanescentes do P/2013 R3 pesam 200.000 toneladas, e serão uma rica fonte de meteoroides no futuro. A maior parte deles, provavelmente cairá em direção ao Sol, mas uma pequena fração dos detritos pode um dia riscar nossos céus como meteoros.

Fonte: ESA

A poeira estelar da NGC 1333

A NGC 1333 é vista na luz visível como uma nebulosa de reflexão, dominada por tonalidades azuladas características da luz estelar refletida pela poeira.

© Al Howard (NGC 1333)

Ela está localizada a apenas 1.000 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação de Perseus, ela se posiciona na borda de uma grande nuvem molecular de formação de estrelas. Essa imagem com detalhes impressionantes se espalha por aproximadamente duas luas cheias no céu ou por cerca de 15 anos-luz, considerando a distância estimada da NGC 1333. Essa imagem mostra detalhes da região empoeirada juntamente com emissão vermelha contrastante dos objetos Herbig-Haro, jatos e ondas de choque de gás brilhante emanando de estrelas formadas recentemente. De fato, a NGC 1333 contém centenas de estrelas com menos de um milhão de anos de vida, a maior parte delas ocultas dos telescópios ópticos pela poeira estelar que permeia a região. O ambiente caótico pode ser similar àquele onde o Sol se formou a 4,5 bilhões de anos atrás.

Fonte: NASA

Glóbulos na Nebulosa da Galinha Fugitiva

Os ovos dessa galinha podem formar estrelas. A nebulosa de emissão mostrada abaixo, catalogada como IC 2944 ou Caldwell 100, é chamada de Nebulosa da Galinha Fugitiva, devido à forma parecida.

© Fred Vanderhaven (IC 2944)

A imagem acima, foi feita recentemente pelo observatório de Siding Spring na Austrália e apresentada em cores que possuem um significado científico. Observadas perto do centro da imagem, estão pequenas e escuras nuvens moleculares, ricas em poeira cósmica que obscurece a imagem. Chamados de Glóbulos de Thackeray em homenagem ao seu descobridor, esses “ovos” são locais potenciais para a condensação gravitacional de novas estrelas, embora seus destinos sejam incertos, já que eles estão sendo rapidamente erodidos pela intensa radiação de estrelas jovens próximas. Junto com porções de gás brilhante e regiões complexas de poeira de reflexão, essas estrelas massivas e energéticas são do aglomerado estelar aberto Collinder 249. Essa bela paisagem cósmica se espalha por cerca de 70 anos-luz na distância estimada da nebulosa de 6.000 anos-luz.

Fonte: NASA

Uma estrela pequena, um planeta pequeno… Pelo menos!

Um grupo de astrônomos do Reino Unido e do Chile relata a descoberta de oito novos planetas pequenos orbitando anãs vermelhas próximas, três das quais podem ser habitáveis.

© Neil Cook (ilustração de um dos exoplanetas em torno da anã vermelha)

A partir deste resultado, os cientistas, liderados por Mikko Tuomi da Universidade de Hertfordshire, estimam que uma grande fração das anãs vermelhas, que constituem pelo menos 75% das estrelas no Universo, têm planetas de baixa massa.

Os pesquisadores descobriram os planetas através da análise de dados de arquivo de dois estudos planetários de alta precisão feitos com o instrumento UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) e com o HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), ambos operados pelo Observatório Europeu do Sul (ESO) no Chile. Os dois instrumentos são usados para medir quanto uma estrela é afetada pela gravidade de um planeta em órbita.

À medida que um planeta invisível orbita uma estrela distante, a atração gravitacional entre os dois faz com que a estrela tenha um movimento oscilatório no espaço. Esta oscilação periódica é detectada através do estudo da luz da estrela. Ao combinar dados do UVES e do HARPS, a equipe foi capaz de detectar sinais demasiado fracos para serem vistos nos dados de um só instrumento.

Com esta técnica mais sensível foi possível descobrir oito exoplanetas, três dos quais encontram-se na chamada "zona habitável" das suas estrelas e são apenas um pouco mais maciços que a Terra. Os planetas nesta região, onde a temperatura é ideal para a existência de água líquida à sua superfície, são mais propensos a suportar vida.

Todos os planetas recém-descobertos orbitam anãs vermelhas entre 15 e 80 anos-luz do Sol, tornando-os relativamente próximos do Sistema Solar. Os oito planetas demoram entre duas semanas e nove anos a completar cada órbita, colocando-os a uma distância das suas estrelas entre 6 e 600 milhões de quilômetros (equivalente a entre 0,04 e 4 vezes a distância da Terra ao Sol).

"Nós estavamos apenas estudando os dados do UVES, e notamos uma variabilidade que não podia ser explicada por um ruído aleatório. Ao combinar essas observações com dados do HARPS, conseguimos detectar este tesouro espetacular de candidatos a planeta," disse Mikko Tuomi. "Estamos claramente estudando uma população altamente abundante de planetas de baixa massa, e podemos esperar encontrar muitos mais no futuro próximo, mesmo ao redor de estrelas muito mais próximas do Sol."

A equipe usou técnicas inovadoras de análise para sintetizar os sinais planetários nos dados. Em particular, aplicaram a regra de probabilidades condicionais de Bayes que permite responder à questão "Qual a probabilidade de uma determinada estrela ter planetas em órbita com base nos dados disponíveis?" Esta abordagem, em conjunto com uma técnica que permite aos pesquisadores filtrar ruído em excesso nas medições, tornou possível as detecções.

Hugh Jones, também da Universidade de Hertfordshire, afirma: "este novo resultado é algo já esperado, no sentido de que estudos de anãs vermelhas distantes com a missão Kepler indicam uma população significativa de planetas com pequenos raios. Por isso, é agradável ser capaz de confirmar isso com uma amostra de estrelas que estão entre as mais brilhantes da sua classe."

Estas descobertas acrescentam os oito novos exoplanetas ao total anterior de 17 já conhecidos em torno de estrelas de baixa massa. A equipe também pretende acompanhar outros dez sinais mais fracos.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

Primeira luz do MUSE

Um novo instrumento chamado MUSE (Multi Unit Spectroscopy Explorer) foi recentemente instalado no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Observatório do Paranal, no norte do Chile.

© MUSE (galáxia  NGC 4650A)

O MUSE observou galáxias distantes, estrelas brilhantes e outros alvos de teste durante o primeiro período de observações bem sucedidas.

Dando sequência aos testes e da aceitação preliminar na Europa em 12 de setembro de 2013, o MUSE foi enviado para o Observatório do Paranal do ESO, no Chile. Foi montado novamente no campo base antes de ser cuidadosamente transportado até à sua nova casa, o VLT, onde está agora instalado no telescópio principal número 4. O MUSE é o mais recente da segunda geração de instrumentos para o VLT (os dois primeiros foram o X-shooter e o KMOS e o próximo será o SPHERE, que será instalado brevemente).
O líder da equipe e pesquisador principal do instrumento, Roland Bacon (Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, França) diz: “Foi necessário muito trabalho por parte de muitas pessoas e durante muitos anos, mas finalmente conseguimos! Parece estranho que esta amálgama de óptica, mecânica e eletrônica de sete toneladas seja agora uma fantástica máquina do tempo para perscrutar o Universo primordial. Estamos muito orgulhosos deste feito, o MUSE permanecerá  um instrumento único nos anos vindouros”.
Os objetivos científicos do MUSE incluem investigar as épocas primordiais do Universo, de modo a estudar os mecanismos da formação de galáxias e os movimentos do material e as propriedades químicas de galáxias próximas. Este instrumento terá muitas outras aplicações, desde o estudo de planetas e satélites do Sistema Solar, passando pelas propriedades de regiões de formação estelar na Via Láctea até ao Universo longínquo.

© MUSE (nebulosa de Órion em vários comprimentos de onda)

Como ferramenta única e poderosa de descobertas, o MUSE utiliza 24 espectrógrafos que separam a luz nas suas componentes de cor, de modo a criar ao mesmo tempo imagens e espectros de regiões selecionadas do céu. O instrumento dá-nos imagens a três dimensões do Universo, onde a terceira dimensão corresponde a um espectro para cada pixel. Esta técnica, conhecida por espectroscopia de campo integral, permite aos astrônomos estudar simultaneamente as propriedades de diferentes partes de um objeto, tal como uma galáxia, para perceber como é que este gira e assim poder medir a sua massa. Permite igualmente determinar a composição química e outras propriedades físicas em diferentes partes do objeto. Esta técnica é utilizada há muitos anos, mas com o MUSE deu agora um salto em sensibilidade, eficiência e resolução. Uma maneira de descrever este fato é dizer que o MUSE combina simultaneamente imagens de alta resolução com espectroscopia.  Durante a análise subsequente os astrônomos podem assim deslocar-se pelos dados e estudar diferentes vistas do objeto a diferentes comprimentos de onda, tal como se sintoniza uma televisão para os diferentes canais a diferentes frequências.
O MUSE junta o potencial de descoberta de uma engenho para obter imagens às capacidades de medição de um espectrógrafo, ao  mesmo tempo que tira vantagem de uma qualidade de imagem muito melhorada obtida por óptica adaptativa.

O MUSE é o resultado de dez anos de concepçãp e desenvolvimento por parte do consórcio MUSE - liderado pelo Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, França e as suas instituições parceiras Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP, Alemanha),  Institut für Astrophysik Göttingen (IAG, Alemanha), Institute for Astronomy ETH Zurich (Suíça), L'Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP, França), Nederlandse Onderzoekschool voor de Astronomie (NOVA, Holanda) e o ESO.
Desde o início de 2014, Bacon e o resto da equipe de integração e gestão do MUSE no Paranal têm registrado a história do MUSE numa série de blogs, que podem ser seguidos neste link. A equipe apresentará os primeiros resultados do MUSE no Workshop 3D2014, que terá lugar brevemente no ESO, em Garching bei München, Alemanha.
“Uma musa é uma fonte de inspiração. E de fato, o MUSE inspirou-nos ao longo de muitos anos e continuará a fazê-lo no futuro”, diz Bacon numa entrada de blog sobre a primeira luz do instrumento. “Não tenho dúvidas de que o nosso MUSE saberá igualmente encantar os astrônomos de todo o mundo”.

Fonte: ESO

Nebulosa produz estrelas gigantescas

O observatório espacial Herschel capturou a imagem de uma nebulosa que funciona como berçário de estrelas massivas.

© Herschel (nebulosa NGC 7538)

Denominada NGC 7538, a nebulosa está localizada a aproximadamente 9 mil anos-luz da Terra, e é considerada uma das poucas regiões de formação de estrelas massivas relativamente próximas de nós, o que permite aos astrônomos observar esse demorado processo em grandes detalhes.

Fábricas de estrelas como a NGC 7538 consistem principalmente de gás hidrogênio, mas também contêm pequenas quantidades de poeira cósmica. Foi através desse componente menor, porém crucial, que o observatório Herschel conseguiu registrar imagens dessas regiões de formação estelar, isso porque a poeira brilha intensamente nos comprimentos de onda infravermelha utilizados pelos cientistas.

Com massa total equivalente a 400 mil sóis, essa nebulosa é uma fábrica ativa a partir da qual estrelas ganham vida, especialmente aquelas gigantescas, com massa superior a oito vezes a do nosso Sol. Treze das estrelas em formação já contam com massas maiores do que 40 sóis, e são ainda extremamente frias, com temperaturas inferiores a –250ºC.

A equipe focalizou estrelas jovens do tipo OB através do Herschel, identificando 780 fontes densas e classificando 224 dessas. Foram isolados 13 aglomerados estelares com massas superiores a 40 M_☉ e temperaturas abaixo de 15 K. Eles variam em tamanho de 0,4 pc para 2,5 pc e têm densidades entre 3 × 10³ cm^–3 e 4 × 10⁴ cm^–3.

A NGC 7538 tem uma estrutura altamente filamentar, apresentando um grande anel devido a evacuação de material, que faz fronteira com muitas fontes frias.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

A nebulosa da Serpente: de sementes cósmicas às estrelas massivas

Novas imagens realizadas pelo telescópio Smithsonian's Submillimeter Array (SMA)  fornece a visão mais detalhada de berçários estelares dentro da nebulosa da Serpente.

© SMA (nebulosa da Serpente)

Estas imagens oferecem novas perpectivas sobre como sementes cósmicas podem se transformar em estrelas massivas.

A nebulosa da Serpente é um alongamento com quase 100 anos-luz de comprimento, e está localizada a cerca de 11.700 anos-luz da Terra na direção da constelação Ophiuchus.

Em imagens do telescópio espacial Spitzer da NASA, que observa na luz infravermelha, a nebulosa da Serpente aparece como um cacho escuro sinuoso contra o fundo estrelado. Ela é um alvo promissor, porque mostra o potencial para formar muitas estrelas massivas (estrelas com mais de 8 vezes a massa do nosso Sol). O SMA foi usado para observar a radiação sub-milimétrica da nebulosa, a radiação emitida entre o infravermelho e ondas de rádio do espectro eletromagnético.

© Spitzer/Herschel (painéis mostrando as regiões P1 e P6 da nebulosa da Serpente)

Os dois painéis acima mostram a nebulosa da Serpente fotografada pelos telescópios espaciais Spitzer e Herschel. Em comprimentos de onda do infravermelho médio (o painel superior feito pelo Spitzer), o espesso material nebular bloqueia a luz das estrelas mais distantes. Em comprimentos de onda do infravermelho distante (o painel inferior feito pelo Herschel), a nebulosa brilha devido à emissão de poeira fria. As duas regiões em destaque, P1 e P6, foram examinadas mais detalhadamente pelo Submillimeter Array.

"Para saber como as estrelas se formam, temos que pegá-las em suas primeiras fases, enquanto elas ainda estão profundamente enraizadas nas nuvens de gás e poeira, e o SMA é um excelente telescópio para fazer isso", explicou do Wang Ke do Observatório Europeu do Sul (ESO), que começou a pesquisa no Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica (CfA).

A equipe estudou dois pontos específicos dentro da nebulosa da Serpente, designados P1 e P6. Dentro dessas duas regiões foram detectadas um total de 23 "sementes" cósmicas, manchas levemente brilhantes que irão gerar algumas estrelas. Estas manchas geralmente possuem uma massa entre 5 a 25 vezes da massa do Sol, e cada uma se estende por algumas centenas de bilhões de quilômetros (por comparação, a distância média Terra-Sol é de 150 milhões de km). As sensíveis imagens de alta resolução do SMA não só revelam as pequenas sementes, mas também podem diferenciá-las quanto a idade.

Teorias anteriores propunham  que as estrelas de alta massa formavam dentro de núcleos isolados muito maciços, com massa de pelo menos 100 vezes a massa do Sol. Os dados demonstram que estrelas massivas não nascem sozinhas, mas em grupos.

A equipe ficou surpresa ao descobrir que essas duas manchas nebulares tinham se fragmentado em sementes individuais tão cedo no processo de formação estelar. Foi também detectado saídas bipolares e outros sinais de atividade em curso de formação de estrelas. Eventualmente, a nebulosa da Serpente se dissolverá e brilhará como uma cadeia de vários aglomerados de estrelas.

Fonte: Royal Astronomical Society

Encontrada água na atmosfera de um exoplaneta

Pesquisadores utilizando nova técnica detectaram água na atmosfera de um planeta fora do nosso Sistema Solar.

© NASA (ilustração do exoplaneta Tau Boötis b ao redor de sua estrela)

A equipe de cientistas que fez a descoberta inclui astrônomos da CalTech, Penn State University, Naval Research Laboratory, University of Arizona, e Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Os astrônomos detectaram a água na atmosfera de um planeta com a massa de Júpiter, que orbita a estrela próxima tau Boötis.

"Planetas como o tau Boötes b, que possuem a massa de Júpiter, mas muito mais quente, não existe em nosso Sistema Solar", diz Chad Bender, um pesquisador do Departamento de Astronomia e Astrofísica da Universidade Penn State. "Nossa descoberta de água na atmosfera de tau Boötes b é importante porque nos ajuda a entender como esses planetas exóticos evoluem e se formam. Ele também demonstra a eficácia da nossa nova técnica, que detecta a radiação infravermelha na atmosfera destes planetas."
Os cientistas já haviam detectado vapor de água em outros planetas, usando uma técnica que só funciona se um planeta tem uma órbita que passa na frente de sua estrela, quando vistos da Terra. Os cientistas também foram capazes de usar outra técnica de imagem que só funciona se o planeta está suficientemente longe da sua estrela hospedeira. No entanto, uma parte significativa da população de planetas extra-solares não se encaixam em qualquer um destes critérios, e não houve uma maneira de descobrir informações sobre as atmosferas desses planetas.

A equipe aplicou alta resolução espectroscópica na banda L para medir as variações de velocidade radial do exoplaneta tau Boötes b, encontrando uma velocidade de cerca de 111 (+5 ou -5) km/s, inferindo uma inclinação orbital planetária de 45 (+3 ou –4) graus e uma massa planetária igual a 5,90 (+0.35 ou -0.20) da massa de Júpiter.

Com a nova técnica de detecção e mais potentes telescópios no futuro, como o telescópio espacial James Webb e o Thirty Meter Telescope, os astrônomos esperam ser capazes de analisar as atmosferas de planetas que são muito mais frio e mais distantes de suas estrelas hospedeiras, onde água líquida é ainda mais provável de existir.

Fonte: The Astrophysical Journal Letters

Galáxias elípticas não conseguem produzir novas estrelas

O observatório espacial Herschel descobriu enormes galáxias elípticas no Universo próximo contendo uma abundância de gás frio, embora elas não conseguem produzir novas estrelas.

© DSS/Chandra/SOAR/VLA (galáxia elíptica NGC 5044)

Comparando com outros dados sugerem que, enquanto o gás quente arrefece nestas galáxias, estrelas não são formadas devido aos jatos de calor do buraco negro supermassivo central ou agitação do gás evitando que gerem estrelas.
 
As galáxias elípticas gigantes são o tipo mais intrigante de galáxia no Universo. Uma vez que elas misteriosamente encerram suas atividades de formação de estrelas que são de baixa massa e aparecem vermelhas, muitas vezes denominadas de galáxias vermelhas mortas.
Até agora, pensava-se que as galáxias vermelhas mortas eram pobres em gás frio, a matéria-prima vital da qual nascem as estrelas. Enquanto o gás frio é abundante em galáxias espirais com formação estelar, a falta dela em elípticas gigantes parecia explicar a ausência de novas estrelas.
Os astrônomos têm debatido sobre os processos físicos que levam ao fim da sua formação de estrelas. Eles especulam que estas galáxias de alguma forma expulsou o gás frio, ou que haviam simplesmente usado tudo para formar estrelas no passado. Embora a razão era incerta, uma coisa parecia ter sido estabelecida: essas galáxias são vermelhas e mortas porque já não possuem os meios para sustentar a produção de estrelas.
Este ponto de vista está sendo desafiado por um novo estudo baseado em dados do observatório espacial Herschel da ESA.

© DSS/Chandra/VLA (galáxia elíptica NGC 1399)

"Olhamos para oito galáxias elípticas gigantes que ninguém tinha olhado com Herschel antes e tivemos o prazer de descobrir que, ao contrário da crença anterior, seis dos oito abundam com gás frio", explica Norbert Werner, da Universidade Stanford, na Califórnia, EUA, que liderou o estudo.
Esta é a primeira vez que os astrônomos têm visto grandes quantidades de gás frio nas galáxias vermelhas mortas que não estão localizadas no centro de um aglomerado de galáxias maciço.
O gás frio se manifestou por meio de emissões de infravermelho distante de íons de carbono e átomos de oxigênio. A sensibilidade do Herschel nestes comprimentos de onda foi fundamental para a descoberta .
"Enquanto vemos o gás frio, não há nenhum sinal de formação de estrelas em curso", diz o co-autor Raymond Oonk de ASTRON , o Instituto Holandês de Radioastronomia.
"Isso é bizarro: com abundância de gás frio à sua disposição, por que estas galáxias não estão formando estrelas?"

© Norbert Werner/Universidade Stanford (espectro das galáxias elípticas NGC 5044 e NGC 1399)

O gráfico acima mostra o espectro obtido pelo Herschel das galáxias elípticas NGC 5044 e NGC 1399. A linha de emissão de carbono fortemente ionizado (linha ajustada emvermelho) revela que a galáxia NGC 5044 contém grandes quantidades de gás frio, enquanto que a galáxia NGC 1399 apresenta ausência da linha de emissão de carbono ionizado sugerindo que esta galáxia não provida de gás frio.

Os astrônomos passaram a investigar a sua amostra de galáxias em todo o espectro eletromagnético , uma vez que o gás em diferentes temperaturas brilha em diferentes comprimentos de onda. Eles utilizaram imagens ópticas para sondar o gás quente, a temperaturas ligeiramente mais elevadas do que o frio detectado com Herschel, e dados de raios X do observatório Chandra da NASA para traçar o gás quente, até dezenas de milhões de Kelvin.
"Nas seis galáxias ricas em gás frio, os dados mostram raios X mostram sinais de que o gás quente está resfriando", diz Werner.
Isto é consistente com as expectativas teóricas: uma vez arrefecido, o gás quente se tornaria o gás morno e frio que são observados em comprimentos de onda mais longos. No entanto, nestas galáxias o processo de arrefecimento de alguma forma está parado e o gás frio não se condensou para formar estrelas.
Nas outras duas galáxias da amostra, aquelas sem gás frio, o gás quente não parece estar se esfriando.
"O comportamento contrastante dessas galáxias podem ter uma explicação comum: o buraco negro supermassivo central", acrescenta Oonk.
Em alguns modelos teóricos, o nível de atividade de um buraco negro poderia explicar por que o gás em uma galáxia é capaz, ou não, de resfriar e formar estrelas. E isso parece aplicar-se para as galáxias estudadas por Werner e seus colegas também.
Enquanto as seis galáxias com abundância de gás frio abrigam buracos negros moderadamente ativos em seus centros, as outras duas mostram uma diferença marcante. Nas duas galáxias sem gás frio, os buracos negros centrais acumulam matéria num ritmo frenético, sendo confirmado por observações de rádio mostrando poderosos jatos de partículas altamente energéticos que se originam a partir de seus núcleos.

Os jatos podem conduzir um efeito de arrefecimento do gás quente para baixo, que flui em direção ao centro das galáxias. Este influxo de gás frio pode aumentar a taxa de acreção do buraco negro, o lançamento dos jatos que são observadas em comprimentos de onda de rádio.
Os jatos, por sua vez, têm o potencial para reaquecer o reservatório de gás frio da galáxia, ou mesmo para empurrá-lo fora do alcance da galáxia. Este cenário pode explicar a ausência de formação de estrelas em todas as galáxias observadas neste estudo e, ao mesmo tempo, a falta de gás frio naquelas com jatos poderosos.
"Essas galáxias são vermelas, mas com os buracos negros gigantes bombeando em seus núcleos, elas não estão definitivamente mortas", comenta Werner.
"Mais uma vez, o Herschel detectou algo que nunca foi visto antes: quantidades significativas de gás frio nas galáxias vermelhas e mortas próximas, no entanto, estas galáxias não formam estrelas, e o culpado parece ser o buraco negro", observa Göran Pilbratt, cientista do projeto Herschel na ESA.

Estes resultados foram publicados no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESA

Descoberta uma fonte próspera de novos exoplanetas

A missão Kepler da NASA anunciou a descoberta de 715 novos exoplanetas. Esses novos mundos orbitam 305 estrelas, revelando sistemas planetários múltiplos parecidos com o nosso Sistema Solar.

© NASA (ilustração de sistemas planetários múltiplos)

Aproximadamente 95% desses planetas são menores que Netuno, que tem aproximadamente quatro vezes o tamanho da Terra. Essa descoberta marca um significante aumento no número dos exoplanetas pequenos conhecidos, mas parecidos em tamanho com a Terra do que os exoplanetas anteriormente identificados.

“A equipe do Kepler continua a nos maravilhar e a nos animar com seus melhores resultados da caçada de planetas”, disse John Grunsfeld, administrador associado para o Science Mission Directorate da NASA em Washington. “O fato desses novos planetas e novos sistemas solares se parecerem com o nosso, prenuncia um grande futuro quando tivermos o telescópio espacial James Webb no espaço, pronto para caracterizar os novos mundos”.

Desde a descoberta dos primeiros planetas fora do nosso Sistema Solar, a aproximadamente duas décadas atrás, a verificação tem se tornado um processo muito laborioso, executado planeta a planeta. Agora, os cientistas têm uma técnica estatística que pode ser aplicada a muitos planetas de uma vez, quando eles são encontrados em sistemas que abrigam mais de um planeta ao redor da mesma estrela.

Para verificar essa quantidade de planetas, uma equipe de pesquisa co-liderada por Jack Lissauer, cientista planetário no Ames Research Center da NASA em Moffett Field, na Califórnia, analisou estrelas com mais de um planeta potencial, todos aqueles que foram detectados nos primeiros dois anos de observações do Kepler, entre Maio de 2009 e Março de 2011.

A equipe de pesquisa usou uma técnica chamada de verificação por multiplicidade, que usa parte da lógica da probabilidade. O Kepler observou 150.000 estrelas e descobriu que poucas milhares dessas estrelas possuem candidatos a planetas. Se os candidatos fossem aleatoriamente distribuídos entre as estrelas do Kepler, somente um punhado teria mais de um planeta candidato. Contudo, o Kepler, observou centenas de estrelas que tinham múltiplos candidatos a planetas. Por meio de um estudo cuidadoso dessa amostra, esses 715 novos exoplanetas foram verificados.

© NASA (diagrama do número de exoplanetas descobertos)

Esses sistemas planetários múltiplos são um solo fértil para estudar planetas individuais e a configuração das vizinhanças planetárias. Isso nos fornece pistas sobre a formação dos planetas.

Quatro desses novos planetas tem menos de 2,5 vezes o tamanho da Terra e orbita a zona habitável de suas estrelas, definida como o intervalo de distância de uma estrela onde a temperatura da superfície de um planeta pode permitir que exista água no estado líquido.

Um desses novos planetas em zona habitável, o chamado Kepler-296f, orbita uma estrela com metade do tamanho e com 5% do brilho do nosso Sol. O Kepler-296f tem o dobro do tamanho da Terra, mas os cientistas não sabem se o planeta é um mundo gasoso, com um espesso envelope de hidrogênio-hélio, ou é um mundo de água envolto por um profundo oceano.

“Desse estudo nós aprendemos que os planetas nesses múltiplos sistemas são pequenos e suas órbitas são achatadas e circulares e não possuem a visão clássica de um átomo”, disse Jason Rowe, pesquisador no SETI Instituute em Mountain View, na Califórnia e co-autor da pesquisa.

Essa última descoberta leva a contagem de planetas confirmados fora do Sistema Solar a quase 1.700. A medida que nós continuamos a alcançar as estrelas, cada descoberta nos leva um passo mais perto de um entendimento mais preciso do nosso lugar na galáxia.

Lançado em Março de 2009, o Kepler é a primeira missão da NASA destinada a encontrar planetas potencialmente habitáveis do tamanho da Terra. As descobertas incluem mais de 3.600 candidatos a planetas, dos quais 961 já foram verificados.

Os artigos que descrevem as descobertas serão publicados na edição de 10 de Março de 2014 do The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Pulsar fugitivo disparando um jato extraordinário

O IGR J1104-6103, como é conhecido entre os astrofísicos desde a sua descoberta pelo observatório de raios gama INTEGRAL, situa-se a cerca de 23 mil anos-luz na direção da constelação Carina.

© Chandra/ACTA/2MASS (jato emitido por pulsar)

A imagem acima, que mostra o pulsar e o remanescente de supernova, é composta pelos dados obtidos pelo observatório Chandra (raios X, púrpura), pelo Australia Compact Telescope Array (ondas de rádio, verde), e pelo 2MASS survey (visível, RGB).

Próximo dele, a cerca de 60 anos-luz, encontra-se o remanescente de supernova designado de MSH 11-61A. Comparando observações feitas em datas distintas, Pavan e os colegas conseguiram determinar que o pulsar se desloca pelo meio interestelar a uma velocidade estimada entre os 4 e 8 milhões de quilômetros por hora! A sua velocidade é tão elevada que a “Pulsar Wind Nebula” (PWN), uma nuvem de partículas de alta energia que rodeia os pulsares como um casulo, é distorcida até assumir a forma de um cone, aberto no sentido contrário ao seu movimento. Este fenômeno é muito semelhante à onda de choque que se forma em volta de um avião quando este rompe a barreira do som.

Este vento de partículas colide e ioniza o gás e poeiras do meio interestelar, aquecendo-o até temperaturas de milhões de Kelvin e provocando a emissão de raios X. Por outro lado, retrocedendo ao longo da provável direção do movimento, a equipe de cientistas pôde determinar a origem provável do pulsar, a zona central do remanescente de supernova. Esta conclusão é reforçada pelo fato de o remanescente ter uma estrutura assimétrica, mais alongado ao longo da suposta trajetória do pulsar. É muito provável portanto que o pulsar tenha tido origem no colapso da estrela maciça que deu origem ao remanescente e, para além disso, que esse colapso tenha sido assimétrico, atirando o pulsar a grande velocidade para fora da zona central da supernova.

Para além da velocidade desproporcional com que se desloca, o IGR J1104-6103 emite um poderoso vento de partículas carregadas que emitem raios X ao deslocarem-se ao longo das linhas do campo magnético do pulsar ou quando chocam com outras partículas. Esta estrutura é visível na imagem como uma longa cauda de raios X cuja dimensão real é de 37 anos-luz! A cauda tem uma forma peculiar, semelhante à rosca de um saca rolhas, o que indica que o pulsar tem um eixo de rotação que varia no tempo, como um pião. Devido a este efeito o feixe de partículas é atirado em direções gradualmente diferentes ao longo do tempo dando origem ao padrão de rosca. Curiosamente, e ao contrário do que acontece noutros exemplos conhecidos, em que estão alinhados, a PWN e a cauda de raios X são quase perpendiculares. Pavan e co-autores especulam que a aparente assimetria da explosão da supernova, fossilizada no remanescente, e uma possível velocidade de rotação muito elevada do núcleo da estrela que viria a originar o pulsar durante o colapso, poderiam explicar este cenário tão peculiar.

Os resultados foram publicados no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics