Uma borboleta celeste emerge do seu casulo de poeira

Algumas das imagens mais nítidas obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO revelaram pela primeira vez o que parece ser uma estrela velha originando uma nebulosa planetária em forma da borboleta.

© ESO/P. Kervella (imagem do VLT/SPHERE e NACO da estrela L2 Puppis e seus arredores)

Estas observações da estrela gigante vermelha L2 Puppis, obtidas no modo ZIMPOL do recentemente instalado instrumento SPHERE, mostram também de forma clara uma companheira estelar próxima. As fases finais das estrelas continuam suscitando muitas questões aos astrônomos, incluindo a origem de uma nebulosa bipolar como esta, com a sua estranha e complexa forma de ampulheta.

A cerca de 200 anos-luz de distância, L2 Puppis é uma das gigantes vermelhas mais próximas da Terra que se sabe ter atingido já as fases finais da sua vida. As novas observações obtidas com o modo ZIMPOL do SPHERE foram feitas no visível usando métodos de ótica adaptativa extremos, com os quais se corrigem as imagens com um grau muito mais elevado do que com a ótica adaptativa normal, permitindo assim que objetos tênues próximos de fontes de luz intensa possam ser observados com imenso detalhe. Tratam-se dos primeiros resultados publicados com este modo e os mais detalhados obtidos para uma estrela deste tipo.
O ZIMPOL consegue produzir imagens três vezes mais nítidas do que as obtidas com o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, sendo que as novas observações mostram a poeira que rodeia a L2 Puppis de forma extremamente detalhada. Estes dados confirmam resultados anteriores, obtidos com o instrumento NACO, da poeira formando um disco, o qual a partir da Terra nos aparece praticamente de perfil, mas dão-nos uma visão muito mais detalhada. A informação de polarização obtida com o ZIMPOL permitiu à equipe construir um modelo tridimensional das estruturas de poeira. 
Os astrônomos descobriram que o disco de poeira começa a cerca de 900 milhões de quilômetros da estrela, um pouco mais do que a distância do Sol a Júpiter, e que  depois se espalha para o exterior, criando uma forma simétrica semelhante a um funil que rodeia a estrela. A equipe observou também uma segunda fonte luminosa a cerca de 300 milhões de quilômetros, o dobro da distância da Terra ao Sol, de L2 Puppis. Esta companheira estelar muito próxima é muito provavelmente outra estrela gigante vermelha de massa similar, mas mais jovem.
A combinação de enormes quantidades de poeira rodeando uma estrela que está morrerendo lentamente, juntamente com a presença de uma estrela companheira, é exatamente o tipo de sistema do qual se espera que surja uma nebulosa planetária bipolar. Estes três elementos parecem ser necessários, no entanto é também preciso uma boa dose de sorte para chegarmos ao subsequente emergir de uma borboleta celeste deste casulo poeirento.
O autor principal do artigo científico que descreve estes resultados, Pierre Kervella, explica: “A origem das nebulosas planetárias bipolares é um dos grandes problemas clássicos da astrofísica moderna, especialmente a questão de saber exatamente como é que as estrelas liberam para o espaço a sua quantidade valiosa de metais, um processo importante, uma vez que este material será usado para produzir futuras gerações de sistemas planetários”.
Além do disco de L2 Puppis, a equipe encontrou também dois cones de material perpendiculares ao disco. Mais importante ainda, no interior destes cones, foram descobertas duas plumas de material, compridas e ligeiramente curvas. A partir dos pontos de origem destas plumas, a equipe pôde deduzir que uma é possivelmente o resultado da interação entre o material de L2 Puppis e o vento e pressão de radiação da sua estrela companheira, enquanto a outra parece ter tido origem na colisão entre os ventos estelares das duas estrelas ou ser o resultado de um disco de acreção que se encontrará em torno da estrela companheira.
Embora muito ainda esteja por compreender, existem duas teorias principais sobre nebulosas planetárias bipolares, ambas apoiadas na existência de um sistema binário de estrelas. A primeira teoria diz que a poeira produzida pelos ventos estelares da estrela primária moribunda, fica confinada numa órbita em forma de anel em torno da estrela por ação dos ventos estelares e pressão de radiação da estrela companheira. Qualquer perda de massa subsequente por parte da estrela principal é canalizada ou colimada por este disco, que força a matéria a deslocar-se para o exterior em duas colunas opostas perpendiculares ao disco. A segunda teoria diz que a maior parte do material que está sendo ejetado pela estrela moribunda é acretado pela sua companheira próxima, que começa a formar um disco de acreção e um par de poderosos jatos. Qualquer material restante é empurrado pelos ventos estelares da estrela moribunda, dando origem a uma nuvem de gás e poeira, o que ocorreria normalmente num sistema com uma única estrela. Os jatos bipolares recém formados da estrela companheira, deslocando-se a velocidades muito mais elevadas que os ventos estelares da estrela moribunda, esculpem duas cavidades na poeira circundante, dando assim origem a uma nebulosa planetária bipolar.

As novas observações sugerem que ambos estes processos estão atuando em torno de L2 Puppis, parecendo muito provável que este par de estrelas dê origem a uma borboleta.
Pierre Kervella conclui: “Com a estrela companheira completando uma órbita em torno de L2 Puppis em apenas alguns anos, esperamos ver como é que esta companheira irá dar forma ao disco da gigante vermelha. Podemos seguir a evolução da poeira em torno da estrela em tempo real, uma possibilidade extremamente interessante e rara”.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “The dust disk and companion of the nearby AGB star L2 Puppis”, de P. Kervella et al., que foi publicado hoje na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Detectado depósitos de vidro na superfície de Marte

A sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) da NASA detectou depósitos de vidro dentro de crateras de impacto em Marte.

© NASA/JPL-Caltech/JHUAPL/U. of Arizona (depósitos de vidro preservados na cratera Alga)

Apesar de terem sido formados no calor escaldante dos violentos impactos que atingiram o planeta, esses depósitos podem fornecer uma janela delicada sobre a possibilidade de vida passada no Planeta Vermelho.

Durante os últimos anos, pesquisas têm mostrado a evidência sobre vida passada preservada em vidros devido à impacto aqui na Terra. Um estudo de 2014 liderado pelo cientista Peter Schultz da Universidade Brown em Providence, Rhode Island, encontrou moléculas orgânicas e matéria vegetal armazenada em vidros formados por impactos que ocorreram a milhões de anos atrás na Argentina. Schultz sugeriu que processos similares podem preservar sinais de vida em Marte, se eles existiam no momento em que ocorreu o impacto.

Os pesquisadores da Brown, Kevin Cannon e Jack Mustard, detalharam os dados sobre o vidro de impacto marciano em um artigo publicado online na revista Geology.

“O trabalho feito por Pete e outros nos mostrou que vidros são potencialmente importantes para preservar bioassinaturas”, disse Cannon. “Sabendo disso, nós queremos procurar por essas assinaturas em Marte e isso é o que estamos fazendo agora. Antes desse artigo, ninguém tinha sido capaz de detectar de forma definitiva esses vidros antes na superfície marciana”.

Cannon e Mustard mostraram que grandes depósitos de vidro estão presentes em algumas crateras antigas e bem preservadas de Marte. Registrar esses depósitos não foi uma tarefa fácil. Para identificar minerais e tipos de rochas de forma remota, os cientistas medem o espectro da luz refletida pela superfície do planeta. Mas os vidros de impacto não possuem um sinal espectral particularmente forte.

“Os vidros tendem a ser espectralmente brandos ou fracamente expressivos, assim a assinatura do vidro tende a ser sobreposta pelas rochas que estão misturadas com ele”, disse Mustard. “Mas Kevin encontrou uma maneira de registrar esse sinal”.

Em laboratório, Cannon misturou pós com uma composição similar ao das rochas marcianas e os cozinhou em alta temperatura até formarem vidro. Ele então mediu o sinal espectral desse vidro gerado.

Uma vez que Mustard tinha o sinal do vidro de laboratório, ele usou um algoritmo para registrar sinais similares nos dados obtidos pelo instrumento Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) da sonda MRO, instrumento do qual ele é um dos principais pesquisadores responsável.

A técnica apontou depósitos em alguns picos centrais de crateras marcianas, esses picos são os montes que as vezes se formam no centro de crateras durante um grande impacto. O fato dos depósitos terem sido encontrados nos picos centrais é um bom indicador que eles têm uma origem no impacto que formou a cratera.

Sabendo que o vidro de impacto pode preservar antigos sinais de vida, e agora sabendo que esses depósitos existem na superfície marciana hoje em dia, isso abre uma nova estratégia potencial na pesquisa pela antiga vida marciana.

“A análise dos pesquisadores sugere que os depósitos de vidro são relativamente comuns com características de impacto em Marte”, disse Jim Green, diretor da divisão de ciência planetária da NASA na sede da agência em Washington. “Essas áreas poderiam ser alvos para futura investigação enquanto exploradores científicos robóticos pavimentam o caminho para a jornada humana para Marte nos anos de 2030”.

Uma dessas crateras contendo vidro, chamada de Hargraves, fica perto do vale Nili Fossae, uma depressão com cerca de 650 km de comprimento que rasga a superfície de Marte. A região é uma das candidatas para o pouso do rover Mars 2020 da NASA, uma missão que entre outros objetivos pode cavar o solo e recolher amostras que retornarão para a Terra.

O vale Nili Fossae já é de interesse científico pois acredita-se que a crosta na região data da época quando Marte tinha muita água em sua superfície. A região também é cortada por feições que parecem ser fraturas hidrotermais, fontes quentes que poderiam fornecer a energia necessária para a vida existir em subsuperfície.

“Se você tivesse um impacto que escavasse e mostrasse o ambiente em subsuperfície, é possível que parte dele pudesse ser preservado num componente vítreo”, disse Mustard. “Isso faz com que essa região seja um bom lugar para se procurar, e possivelmente trazer uma amostra para a Terra”.

A sonda MRO tem examinado Marte com o CRISM e cinco outros instrumentos desde 2006.

“Essa significante nova detecção de vidro de impacto ilustra como nós podemos continuar a aprender sobre Marte a partir de observações em andamento realizadas por sondas e por missões de vida longa”, disse Richard Zurek, cientista de projeto da MRO no Laboratório de Propulsão a Jato em Pasadena, na Califórnia.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

O anel de Einstein revela detalhe extraordinário

A Campanha de Linha de Base Longa do ALMA produziu uma imagem muito detalhada de uma galáxia distante afetada por lente gravitacional.

© ESO (galáxia distante afetada por lente gravitacional)

A imagem mostra uma vista ampliada das regiões de formação estelar na galáxia, com um nível de detalhe nunca antes alcançado numa galáxia tão remota. As novas observações são muito mais detalhadas do que as obtidas pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA e revelam regiões de formação estelar na galáxia equivalentes a versões gigantes da Nebulosa de Órion.

A Campanha de Linha de Base Longa do ALMA produziu algumas observações extraordinárias e coletou informação com um detalhe sem precedentes dos habitantes do Universo próximo e longínquo. Foram feitas observações no final de 2014 no âmbito de uma campanha que pretendeu estudar uma galáxia distante chamada HATLAS J090311.6+003906, também conhecida pelo nome mais simples de SDP.81. A radiação emitida por esta galáxia sofre um efeito cósmico chamado lente gravitacional. Uma galáxia enorme que se situa entre SDP.81 e o ALMA atua como lente gravitacional, distorcendo a radiação emitida pela galáxia mais distante e criando um exemplo quase perfeito do fenômeno conhecido por Anel de Einstein. Esta galáxia é observada quando o Universo tinha apenas 15 % da sua idade atual, isto é, apenas 2,4 bilhões de anos depois do Big Bang. A radiação levou duas vezes a idade da Terra para chegar até nós,ou seja, 11,4 bilhões de anos, fazendo um desvio pelo caminho em torno da galáxia massiva que se encontra em primeiro plano e comparativamente perto de nós, a cerca de 4 bilhões de anos-luz de distância. As lentes gravitacionais foram prevista por Albert Einstein como parte da sua teoria da relatividade geral. Esta teoria diz-nos que os objetos curvam o espaço e o tempo. Qualquer radiação que se aproxime deste espaço-tempo curvo irá seguir esta curvatura criada pelo objeto. Este fenômeno permite a objetos particularmente massivos, enormes galáxias e aglomerados de galáxias, atuar como lentes de aumento cósmicas. Um anel de Einstein é um tipo especial de lente gravitacional, no qual a Terra, a galáxia que se encontra em primeiro plano e a galáxia mais afastada estão perfeitamente alinhadas, criando uma distorção harmoniosa em forma de anel de luz.
Pelo menos sete grupos de cientistas analisaram de forma independente os dados do ALMA sobre SDP.81. Esta profusão de artigos científicos deu-nos informação sem precedentes sobre esta galáxia, revelando detalhes sobre a sua estrutura, conteúdo, movimento e outras características físicas.
O ALMA funciona como um interferômetro, isto é, a rede múltipla de antenas trabalha em sintonia perfeita coletando radiação como se de um único e enorme telescópio virtual se tratasse. Como resultado, estas novas imagens de SDP.81 possuem uma resolução até 6 vezes melhor que as imagens obtidas no infravermelho com o telescópio espacial Hubble. A capacidade do ALMA em observar os mais ínfimos detalhes é atingida quando as antenas se encontram o mais afastadas possível umas das outras, com até cerca de 15 km de separação entre si. Podem ser medidos nestes dados detalhes até 0,023 segundos de arco. O Hubble observou esta galáxia no infravermelho próximo, com uma resolução de cerca de 0,16 segundos de arco. É de notar, no entanto, que quando observa a menores comprimentos de onda, o Hubble consegue atingir resoluções melhores, até 0,022 segundos de arco no ultravioleta próximo. A resolução do ALMA pode ser ajustada dependendo do tipo de observações, deslocando as antenas para ficarem mais ou menos afastadas entre si. Nestas observações usou-se a maior separação possível, o que resultou na melhor resolução possível.

© ESO (imagem composta do anel de Einstein de SDP.81 e da galáxia reconstruída)

Os sofisticados modelos dos astrônomos revelam estruturas pormenorizadas, nunca antes vistas no corpo da galáxia SDP.81, sob a forma de nuvens de poeira que acredita-se serem repositórios de gás molecular frio, os locais de nascimento de estrelas e planetas. Estes modelos foram corrigidos da distorção produzida pelo efeito de lente gravitacional.
Como resultado, as observações ALMA são tão nítidas que os investigadores podem ver acúmulos de formação estelar na galáxia, com um tamanho de até 100 anos-luz, o que equivale a observar versões gigantes da Nebulosa de Órion produzindo milhares de vezes mais estrelas jovens no lado distante do Universo. Esta é a primeira vez que tal fenômeno é observado a distâncias tão grandes.
“A imagem reconstruída da galáxia obtida com o ALMA é espetacular”, diz Rob Ivison, co-autor de dois artigos científicos que descrevem os resultados e Diretor de Ciência do ESO. “A enorme área coletora do ALMA, a grande separação entre as suas antenas e a atmosfera muito estável que existe por cima do deserto do Atacama, levaram a que conseguíssemos obter um detalhe sem precedentes tanto nas imagens como nos espectros, o que significa que temos observações muito sensíveis, assim como informação sobre como é que as diferentes partes da galáxias se movimentam. Podemos estudar galáxias no outro extremo do Universo à medida que se fundem e formam enormes quantidades de estrelas. Isto é o tipo de coisa que me faz levantar cedo da cama!”.
Utilizando a informação espectral coletada pelo ALMA, os astrônomos mediram também como é que a galáxia distante gira e estimaram a sua massa. Os dados mostraram que o gás contido nesta galáxia é instável; acumulações de gás estão colapsando sobre si mesmo, indo muito provavelmente no futuro dar origem a regiões gigantes de formação estelar.
Curiosamente, a modelização do efeito de lente gravitacional indica também a existência de um buraco negro supermassivo no centro da galáxia que atua como lente. A região central da SDP.81 é muito tênue para poder ser detectada, levando à conclusão de que a galáxia em primeiro plano possui um buraco negro supermassivo com mais de 200 a 300 milhões de vezes a massa do Sol.
O número de artigos científicos publicados usando um único conjunto de dados do ALMA demonstra bem a excitação gerada pelo potencial da alta resolução e poder coletor da rede. Mostra também como é que o ALMA permitirá aos astrônomos fazer mais descobertas nos anos vindouros, levantando ainda mais questões sobre a natureza das galáxias distantes.

Fonte: ESO

Imagem de grande angular da Nebulosa do Caranguejo

A Nebulosa do Caranguejo, também chamada de Messier 1 (M1), NGC 1952 e Taurus A, é um dos objetos astronômicos melhor estudados do céu. Trata-se dos restos da explosão de uma supernova, que foi observada por astrônomos chineses no ano de 1054.

© ESO/Manu Mejias (Nebulosa do Caranguejo)

Os filamentos emaranhados visíveis na imagem são os restos de uma estrela que explodiu e que ainda se encontra em expansão com uma velocidade de 1.500 km por segundo.
Embora não seja visível a olho nu devido a filamentos de hélio e hidrogênio que se encontram em primeiro plano, o coração da nebulosa alberga duas estrelas tênues. É uma destas estrelas que é responsável pela nebulosa que vemos atualmente,  a estrela conhecida como Pulsar do Caranguejo, ou CM Tau. Trata-se do corpo pequeno e denso da estrela original que deu origem à supernova. Tem apenas 20 quilômetros de diâmetro e roda em torno do seu eixo 30 vezes por segundo! 
A estrela emite pulsos de radiação em todos os comprimentos de onda, desde os raios gama até as ondas de rádio, sendo a estrela uma das fontes de raios gama mais brilhantes do céu. A radiação emitida pela estrela é tão intensa que dá origem a uma onda de material que deforma as regiões internas da nebulosa. A aparência destas estruturas varia tão depressa que os astrônomos conseguem ver como é que elas se formam de novo, o que é uma rara oportunidade, já que as escalas de tempo cósmico são geralmente grandes demais para se poder observar quaisquer mudanças como esta.

Os dados do instrumento Wide Field Imager, montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla do ESO, utilizados para criar esta imagem foram selecionados do arquivo ESO por Manu Mejias no âmbito da competição Tesouros Escondidos.

Fonte: ESO

A Nebulosa do Anel do Sul

Não foi a estrela mais brilhante perto do centro da NGC 3132, mas a estrela mais apagada que criou esta estranha e bela nebulosa planetária.

© Hubble (Nebulosa do Anel do Sul)

Apelidada de Nebulosa Eight-Burst e de Nebulosa do Anel do Sul, o gás brilhante se originou das camadas externas de uma estrela parecida com o Sol. Nesta imagem em cores representativas, a piscina de luz azul vista em torno deste sistema binário é energizada pela superfície quente da estrela mais apagada. Embora tenha sido fotografada para explorar simetrias incomuns, são as assimetrias que tornam esta nebulosa planetária tão intrigante. Nem a forma incomum da concha mais fria ao redor, nem e os filamentos frios de faixas de poeira que atravessam NGC 3132 são bem compreendidas.

Fonte: NASA

A existência de duas supernovas solitárias

Novas observações feitas com o telescópio espacial Hubble, confirmaram que duas supernovas do Tipo Ia descobertas seis anos atrás explodiram no espaço intergaláctico, tendo sido ejetadas de suas galáxias hospedeiras milhões de anos antes.

© NASA/SDSS/Alex Parker (ilustração de supernova explodindo no espaço intergaláctico)

As observações confirmam a descoberta feita em 2009 de duas supernovas solitárias por astrônomos usando o telescópio Canadá-França-Havaí (CFHT).

A equipe foi incapaz de identificar a galáxia apagada que abrigava essas supernovas. Mas a sensibilidade e a resolução das imagens da Advanced Camera for Surveys do Hubble são dez vezes melhor e mais clara e mostram que as supernovas explodiram no espaço intergaláctico, longe de qualquer galáxia, dentro dos aglomerados galácticos Abell 1650 e Abell 85.

“Elas pertencem a uma população de estrelas solitárias que existem na maioria se não em todos os aglomerados de galáxias”, disse a Dra. Melissa Graham da Universidade da Califórnia, Berkeley.

Enquanto que as estrelas e as supernovas normalmente residem nas galáxias, as galáxias situadas em imensos aglomerados galácticos experimentam forças gravitacionais que arrancam cerca de 15% das estrelas.

Os aglomerados têm muita massa, sendo que as estrelas arrancadas permaneçem gravitacionalmente unidas dentro das regiões pouco povoadas no interior destes aglomerados. Uma vez dispersas, essas estrelas solitárias são muito apagadas, de modo que só podem ser observadas quando elas explodem em supernovas.

“Nós temos a melhor evidência de que as estrelas no interior dos glomerados verdadeiramente explodem como supernovas do Tipo Ia, e confirmamos que as supernovas solitárias podem ser usadas para traçar a população de estrelas no interior dos glomerados, o que é importante para se estender essa técnica para aglomerados mais distantes”, disse a Dra. Graham.

“Qualquer planeta ao redor dessas estrelas no interior dos aglomerados seriam sem dúvida alguma obliterados pelas explosões, mas eles teriam um céu noturno quase sem estrelas brilhantes. A densidade de estrelas nestas regiões é de cerca de um milionésimo daquela que nós observamos na Terra”, disse ela.

De acordo com os astrônomos, a maior parte dos modelos teóricos para as supernovas do Tipo Ia envolvem um sistema estelar binário, assim as estrelas que explodem teriam uma companheira durante suas vidas.

“Essa não é uma história de amor. A estrela companheira seria uma anã branca com massa menor, que eventualmente chegou muito perto e foi tragicamente fragmentada em um anel que foi canibalizado pela estrela primária, ou, uma estrela regular de onde a anã branca primária roubou partes do gás de suas camadas mais externas”, disse ela.

“De qualquer maneira, essa transferência de material fez com que a estrela primária torna-se instavelmente massiva e explodisse como uma supernova do Tipo Ia”.

Um artigo foi aceito para publicação no The Astrophysical Journal.

Fonte: University of California

Massa da Via Láctea é determinada com precisão sem precedentes

A Via Láctea é uma grande galáxia espiral barrada. Os braços espirais, locais onde a formação de novas estrelas é mais vigorosa, têm origem na região central da galáxia e prolongam-se até se esvanecerem no espaço intergaláctico, a uma distância de 50 mil anos-luz do núcleo.

© NASA/Max Planck Institute for Astronomy (trajetória do aglomerado globular Palomar 5)

A trajetória reconstruída do aglomerado globular Palomar 5 (em vermelho) e a sua posição atual (circunferência anotada Pal 5). São visíveis os filamentos de estrelas deixados pelo aglomerado na sua trajetória devido às forças de maré da Via Láctea (traços verdes que encontram atrás e à frente do aglomerado na sua posição atual). A análise da forma como as estrelas se distribuem nestes filamentos permitiu deduzir uma estimativa para a massa da nossa galáxia.

A região central, mais volumosa e brilhante, contém a maior concentração de estrelas da galáxia e a maior parte da sua massa. Todos os 100 bilhões de estrelas da Via Láctea orbitam em torno do centro. O Sol, deslocado cerca de 27 mil anos-luz para a periferia, demora uns espantosos 250 milhões anos para completar uma órbita; desde a sua formação, há 4,5 bilhões de anos, completou apenas 18 voltas à galáxia.

A determinação da massa da Via Láctea, um dos seus parâmetros mais fundamentais, é dificultada pelo fato do Sol, e portanto o Sistema Solar, se encontrar imerso no plano dos braços espirais. As estimativas existentes, baseadas em métodos indiretos, têm margens de erro enormes. Neste contexto, uma equipa de astrônomos da Universidade de Columbia elaborou uma nova técnica que permite a determinação com boa precisão da referida massa. O método baseia-se na observação das características de filamentos de estrelas arrancados pela Via Láctea em aglomerados globulares que a orbitam. Este cenário de canibalismo galáctico é muito vulgar, mas só passou a ser reconhecido como tal com o advento dos grandes censos da esfera celeste, como o SDSS (Sloan Digital Sky Survey) ou o 2MASS (Two Micron All-Sky Survey), na última década do século XX e início do século XXI.

Os aglomerados globulares são grupos extremamente compactos de centenas de milhares de estrelas, nascidas juntas durante a formação da Via Láctea, em circunstâncias ainda alvo de intenso debate. Orbitam o centro da galáxia há bilhões de anos e, em alguns casos, as intensas forças de maré exercidas pela enorme massa da Via Láctea provocam a sua desagregação gradual. Quando tal acontece, os aglomerados deixam ao longo da sua órbita filamentos formados por estrelas a eles arrancadas que são mais facilmente identificadas em censos como o SDSS ou o 2MASS.

Os autores, em particular, estudaram um aglomerado globular denominado Palomar 5, cujos filamentos de estrelas eram já conhecidos desde 2001. Descoberto pelo astrônomo americano Walter Baade em 1950 e situado a 61 mil anos-luz do centro da Via Láctea, o Palomar 5 é um aglomerado globular anormalmente pequeno e pouco luminoso. Grande parte das suas estrelas já lhe foram arrancadas pela Via Láctea, formando agora dois filamentos, um que precede e outro que sucede o aglomerado, na sua órbita. A extensão total destes filamentos é de uns notáveis 30 mil anos-luz.

Naturalmente, a existência dos filamentos não constituía novidade. O que os autores descobriram de novo foi que estes exibem oscilações na densidade de estrelas, regiões mais ricas em estrelas alternadas com regiões mais pobres em estrelas, demasiado regulares para poderem ser devidas ao acaso. Realmente, as propriedades destas oscilações permitiam deduzir muito acerca das forças de maré que atuam sobre o aglomerado e, portanto, sobre o campo gravitacional da Via Láctea.

No passo seguinte, os pesquisadores recorreram a um supercomputador na Universidade de Columbia para simular a desagregação de um aglomerado semelhante ao Palomar 5 com diferentes modelos para a Via Láctea e com diferentes massas totais. A ideia era comparar as oscilações nos filamentos gerados pelas simulações para diferentes modelos da Via Láctea com as observadas no filamento do Palomar 5 nos dados do SDSS.

Os astrônomos concluíram que o modelo que melhor se ajustava aos dados implicava uma massa total de 210 bilhões de massas solares para a Via Láctea dentro de um raio de 60 mil anos-luz do centro, incluindo a totalidade dos braços espirais. A estimativa tem um erro de 20%, uma margem significativa mas muito melhor do que as obtidas com outros métodos. Uma comparação com outras galáxias de tamanho idêntico, para as quais a massa é conhecida, revela que a Via Láctea possui uma massa equilibrada.

Note-se que desta estimativa não se pode inferir que a massa média das estrelas da Via Láctea é de 2,1 massas solares, ou seja, 210 bilhões de massas solares dividida por 100 bilhões de estrelas. Em primeiro lugar, os 100 bilhões de estrelas da nossa galáxia são apenas uma estimativa, provavelmente conservadora. Em segundo lugar, a vasta maioria das estrelas da nossa galáxia são anãs vermelhas cuja massa pode ser tão pequena quanto 8% da massa do Sol. Finalmente, uma parte muito significativa da massa da galáxia existe sob a forma de gás e poeiras interestelares, nomeadamente nas nuvens moleculares gigantes que contêm a matéria prima para formar novas estrelas, e sob a forma da matéria escura, que faz sentir a sua presença apenas pela influência gravitacional que exerce na matéria normal. A massa média de uma estrela será assim muito inferior às 2,1 massas solares acima referidas.

Fonte: The Astrophysical Journal

Mapeando a Via Láctea de dentro para fora

Imagine você tentando criar um mapa da sua casa enquanto está dentro do seu quarto. Você pode até conseguir ver alguma coisa pela porta, espiar nos outros quartos, ou ver alguma coisa pela janela. Mas, no final, as paredes e todos os outros obstáculos evitam que você tenha uma ideia geral da sua casa.

© NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (aglomerados de estrelas jovens envolta em poeira)

Esta ilustração mostra onde os dados do Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) da NASA revelou aglomerados de estrelas jovens envolta em poeira, chamados de aglomerados incorporados, que residem em braços espirais.

O trabalho de mapear a nossa Via Láctea, desde a Terra, situada a cerca de dois terços do caminho do centro da nossa galáxia, é algo que tem a mesma dificuldade. Nuvens de poeira permeiam a Via Láctea, bloqueando nossa visão das estrelas da galáxia. Hoje, os pesquisadores possuem um mapa razoável da estrutura espiral da galáxia, mas, como os primeiros exploradores tinham que mapear um novo território, eles continuam seu trabalho minucioso e meticuloso de preencher os vazios.

Recentemente, os pesquisadores estão usando um novo método de mapeamento que usa a vantagem dos dados obtidos pelo WISE. Usando o WISE, a equipe de pesquisa descobriu mais de 400 berçários empoeirados de estrelas, que traçam a forma dos braços espirais da galáxia. Sete desses aglomerados são descritos num novo estudo.

“A localização do Sol dentro do disco galáctico obscurecido pela poeira é um fator complicador para se observar a estrutura galáctica”, disse Denilso Camargo da Universidade Federal do Rio Grande do Sul no Brasil e principal autor da pesquisa. Outros autores do estudo são: Charles Bonatto e Eduardo Bica, também da Universidade Federal do Rio Grande do Sul.

Os resultados suportam o modelo de quatro braços da estrutura espiral da nossa galáxia. Pelos últimos anos, vários métodos de mapear a Via Láctea têm levado a termos a imagem atual de quatro braços espirais. Os braços estão onde a maior parte das estrelas na galáxia nascem. Eles estão repletos de gás e poeira, os ingredientes fundamentais para formar as estrelas. Dois desses braços, chamados de Perseus e Scutum-Centaurus, vistos como sendo mais proeminentes e totalmente empacotados com estrelas, enquanto que o Sagittarius e o Externo têm muito gás e nem tantas estrelas assim.

O novo estudo do WISE descobriu aglomerados estelares mergulhados nos braços de Perseus, Sagittarius e no Externo. Dados do Two Micron All Sky Survey (2MASS), um observatório baseado em Terra e precursor do WISE da NASA, ajudou a definir com maior precisão a distância para esses aglomerados e apontar sua localização correta.

Aglomerados estelares incorporados são uma ferramenta poderosa para visualizar o paradeiro dos braços espirais, pois os aglomerados são jovens, e suas estrelas não derivaram ainda para fora dos braços. As estrelas começam suas vidas nas vizinhanças densas e ricas em gás dos braços espirais, mas elas migram para fora com o tempo. Esses aglomerados estelares incorporados complementam outras técnicas para mapear a nossa galáxia, como as usadas pelos radiotelescópios, que detectam as nuvens densas de gás nos braços espirais.

“Os braços espirais são como engarrafamentos em que o gás e a poeira se juntam e movem-se mais vagarosamente nos braços. À medida que o material passa através dos densos braços espirais, ele é comprimido e dispara mais formação de estrelas”, disse Camargo.

O WISE é ideal para encontrar os aglomerados estelares incorporados, devido à sua visão infravermelha ele pode ver através da poeira que preenche a galáxia e esconde os aglomerados. Além disso, o WISE escaneia todo o céu, assim, ele é capaz de realizar uma pesquisa geral sobre a forma da Via Láctea. O telescópio espacial Spitzer da NASA também usa imagens em infravermelho para mapear a Via Láctea. O Spitzer observa ao longo de linhas específicas de visão e conta as estrelas. Os braços espirais terão as maiores densidades de populações estelares.

O novo estudo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astornomical Society.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Luas de Plutão cambaleiam num caos absoluto

Se vivêssemos numa das luas de Plutão, teríamos muita dificuldade em determinar quando, ou a partir de que direção, o Sol nascia a cada dia. Uma análise compreensiva de dados do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA mostra que duas das luas de Plutão, Nix e Hydra, oscilam de forma imprevisível.

© NASA/ESA/M. Showalter/G. Bacon (conjunto de ilustrações da lua Nix)

Este conjunto de ilustrações da lua de Plutão, Nix, mostra como a orientação muda imprevisivelmente à medida que orbita o sistema Plutão-Caronte. São baseadas numa simulação computacional que calculou o movimento caótico das quatro luas mais pequenas do sistema. Os astrônomos usaram esta simulação para tentar compreender as mudanças na luz refletida por Nix à medida que orbita Plutão-Caronte. Também descobriram que outra lua de Plutão, Hydra, tem igualmente uma rotação caótica. A forma alongada de ambas as luas contribui para o seu movimento selvagem.

"O Hubble forneceu uma nova visão de Plutão e das suas luas, revelando uma dança cósmica com um ritmo caótico," afirma John Grunsfeld, administrador associado da NASA, em Washington. "Quando a sonda New Horizons passar pelo sistema de Plutão em julho, teremos uma hipótese de ver, de perto, como estas luas são."

As luas oscilam porque estão embebidas num campo gravitacional que muda constantemente. Esta mudança é criada pelo sistema planetário e duplo de Plutão e Caronte à medida que rodam um à volta do outro. Plutão e Caronte são chamados de planeta duplo porque partilham um centro de gravidade comum localizado no espaço entre os dois corpos. O seu campo gravitacional variável faz com que as luas menores se movam erraticamente. O efeito é reforçado pela forma mais alongada, em vez de esférica, das luas. Os cientistas acreditam que é provável que as outras duas luas de Plutão, Kerberos e  Styx, estejam numa situação semelhante.

Estes resultados surpreendentes foram descobertos por Mark Showalter do Instituto SETI em Mountain View, Califórnia, EUA e por Doug Hamilton da Universidade de Maryland em College Park.

"Antes das observações do Hubble, ninguém apreciava a dinâmica complexa do sistema plutoniano," comenta Showalter. "A nossa pesquisa fornece novas e importantes restrições sobre a sequência de eventos que levaram à formação do sistema."

Showalter também descobriu que três das luas de Plutão estão atualmente presas em ressonância, ou seja, existe uma relação precisa para os seus períodos orbitais.

"Se estivéssemos em Nix, veríamos que Styx orbita Plutão duas vezes para cada três órbitas de Hydra," explica Hamilton.

Os dados do Hubble também revelam que a lua Kerberos é tão escura quanto um briquete de carvão, enquanto as outras luas geladas são tão brilhantes quanto a areia. Previu-se que a poeira expelida das luas por impactos de meteoritos revestia todas as luas, dando às suas superfícies um aspeto homogêneo, o que torna a cor de Kerberos muito surpreendente.

A sonda New Horizons da NASA, que passará pelo sistema de Plutão em julho, pode ajudar a resolver a questão da lua preta como asfalto, assim como outras "esquisitices" encontradas pelo Hubble. Estas novas descobertas estão sendo usadas para planejar as observações científicas durante o "flyby" da New Horizons.

O tumulto no sistema Plutão-Caronte oferece novas informações sobre o modo como os corpos planetários em estrelas duplas se podem comportar. Por exemplo, o observatório espacial Kepler da NASA descobriu vários sistemas planetários em órbita de binários.

"Estamos aprendendo que o caos pode ser um traço comum dos sistemas binários," observa Hamilton. "Pode até ter consequências para a vida em planetas, caso exista nesses sistemas."

As pistas deste tumulto em Plutão surgiram quando os astrônomos mediram variações na luz refletida por Nix e por Hidra. Ao analisarem imagens de Plutão, obtidas entre 2005 e 2012, os cientistas compararam as mudanças imprevisíveis no brilho das luas com modelos de corpos giratórios em campos gravitacionais complexos.

Pensa-se que as luas de Plutão tenham sido formadas por uma colisão entre o planeta anão e um corpo de tamanho similar no início da história do nosso Sistema Solar. A colisão expeliu material que se consolidou na família de luas observadas atualmente em torno de Plutão. O seu companheiro binário, Caronte, tem quase metade do tamanho de Plutão e foi descoberto em 1978. O Hubble descobriu Nix e Hydra em 2005, Kerberos em 2011 e Stix em 2012. Estas pequenas luas, que medem apenas algumas dezenas de quilômetros em diâmetro, foram encontradas durante uma busca do Hubble por objetos que podiam representar um perigo para a sonda New Horizons ao passar pelo planeta anão em julho deste ano.

Os pesquisadores dizem que uma combinação de dados de monitoramento do Hubble com o olhar breve, mas de perto, da New Horizons, juntamente com futuras observações pelo telescópio espacial James Webb, vão ajudar a resolver muitos dos mistérios do sistema de Plutão. Até agora, nenhum telescópio terrestre foi capaz de detectar as luas mais pequenas.

"Plutão vai continuar a surpreender-nos quando a New Horizons passar por lá em julho," comenta Showalter. "O nosso trabalho com o telescópio Hubble dá-nos apenas uma amostra do que está por vir."

Os resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Hyperion: a lua “esponja” de Saturno

Por que esta lua parece uma esponja?

© Cassini (Hyperion)

Para investigar melhor, a NASA e a ESA enviaram a sonda robótica Cassini para a órbita de Saturno para nos dar uma visão mais próxima da lua Hyperion de Saturno, mais uma vez, no início desta semana. Uma das imagens enviadas de volta à Terra é apresentada acima.

Visíveis, como esperado, estão muitas crateras de formato incomum com um material escuro no fundo. Embora Hyperion se estenda por cerca de 250 quilômetros, a sua pequena força gravitacional sobre Cassini indica que que ela possui uma densidade média baixa e por isso tem uma gravidade superficial muito baixa.

Assim, as formas estranhas de muitas das crateras de Hyperion são provavelmente os resultados de impactos que principalmente compactam e ejetam o material superficial, ao contrário das crateras mais tipicamente redondas que surgem depois de uma onda de choque circular que, explosivamente, redistribui o material superficial.

A Cassini está no caminho certo para um outro voo rasante sobre Dione, outra lua de Saturno, em cerca de duas semanas.

Fonte: NASA

Um fascinante núcleo de uma galáxia

A imagem a seguir do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA captou a galáxia Messier 84 (M84), também conhecida como NGC 4374, um objeto do catálogo Messier publicado em sua versão final em 1781 por Charles Messier.

© Hubble (M84)

Essa galáxia elíptica foi descoberta em Março de 1781 e localiza-se a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Virgo (a Virgem). A galáxia é parte do centro muito povoado do Aglomerado de Virgo, um aglomerado de galáxias que consiste de mais de 1.000 galáxias.

Essa imagem não mostra a galáxia como um todo, mas somente o seu centro, que é a parte mais interessante, e provavelmente é a melhor imagem já feita dessa região. Observações anteriores feitas com o Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) do Hubble revelou um buraco negro supermassivo  no centro da M84, veja: Descoberto um buraco negro supermassivo. Os astrônomos encontraram o buraco negro supermassivo mapeando o movimento do gás e das estrelas que foram registradas em suas garras.

Perto do interessante centro da M84, é também conhecido por suas supernovas. Duas supernovas foram observadas dentro dessa galáxia. A primeira a SN1957 foi descoberta em 1957, e a outra, chamada SN1991bg, foi descoberta em 1991.

Fonte: ESA

Estrela Polar e o cometa Lovejoy

Um destes dois objetos brilhantes do céu está se movendo mais acentuadamente.

© Rogelio Bernal Andreo (Estrela Polar e o cometa Lovejoy)

À direita está a famosa Estrela Polar. Embora seja apenas a 45ª estrela mais brilhante no céu, a Estrela Polar é famosa por parecer estacionária. Uma vez que ela é encontrada, sempre aparece na mesma direção, toda a noite e todos os dias. Isso ocorre porque o prologamento do eixo de rotação da Terra no polo norte, o chamado Pólo Celeste Norte, aponta para perto da Estrela Polar.

À esquerda, cerca de dez milhões de vezes mais perto, está o cometa Lovejoy, que notavelmente muda a sua posição no céu a cada hora. A imagem apresentada foi tomada na semana passada. Oficialmente designado C/2014 Q2 (Lovejoy), esta bola de neve em desintegração está numa visita ao Sistema Solar exterior e só vai aparecer perto da Estrela Polar por mais algumas semanas. Porém, isso deve ser longo o suficiente para os nortistas com binóculos ou um pequeno telescópio, afim de ver a coma esverdeada deste passageiro recém-chegado, talvez com a ajuda de um bom mapa estelar, por exemplo, Cartes du Ciel ou Stellarium.

Fonte: NASA

Órbitas circulares para exoplanetas pequenos

Visto de cima, as órbitas dos planetas do nosso Sistema Solar em torno do Sol assemelham-se com anéis em volta de um alvo.

© Tiago Campante/Peter Devine (ilustração do sistema compacto Kepler-444)

Cada planeta, incluindo a Terra, desloca-se num percurso quase circular, mantendo quase sempre a mesma distância ao Sol.

Durante décadas, os astrônomos tentaram saber se as órbitas circulares do Sistema Solar são raras no Universo. Agora, uma nova análise sugere que tal regularidade orbital é, pelo contrário, a norma, pelo menos para sistemas com planetas tão pequenos quanto a Terra.

Pesquisadores do MIT (Instituto de Tecnologia de Massachusetts) e da Universidade de Aarhus na Dinamarca relatam que 74 exoplanetas, localizados a centenas de anos-luz de distância, orbitam as suas respectivas estrelas em padrões circulares, tal como os planetas do nosso Sistema Solar.

Estes 74 exoplanetas, que orbitam 28 estrelas, são aproximadamente do tamanho da Terra e as suas trajetórias circulares contrastam fortemente com aquelas de planetas mais maciços, alguns dos quais orbitam extremamente perto das suas estrelas antes de serem arremessados para longe em órbitas muito excêntricas e alongadas.

"Há vinte anos atrás, só conhecíamos o nosso Sistema Solar, tudo era circular e assim todos esperavam órbitas circulares em toda a parte," afirma Vincent Van Eylen, estudante do Departamento de Física do MIT. "Depois começamos a encontrar estes exoplanetas gigantes e descobrimos, subitamente, uma grande variedade de excentricidades, por isso a questão de saber se isto também era válido para planetas mais pequenos ficou em aberto. Nós descobrimos que para planetas pequenos, a órbita circular é provavelmente a norma."

Em última análise, Van Eylen diz que são boas notícias no que toca à busca de vida noutros planetas. Para um planeta ser habitável, entre outros requisitos, terá que ser aproximadamente do mesmo tamanho que a Terra, pequeno e compacto o suficiente para ser rochoso, não gasoso. Se um planeta pequeno também mantiver uma órbita circular, será mais favorável à vida, pois pode suportar um clima estável durante todo o ano (em contraste, um planeta com uma órbita mais excêntrica pode passar por várias oscilações dramáticas no clima, quando está mais perto da estrela e quando está mais longe).

"Se as órbitas excêntricas forem comuns para os planetas habitáveis, é uma preocupação para a vida, porque acolhem uma grande gama de propriedades climáticas," afirma Van Eylen. "Mas o que encontramos é que provavelmente não precisamos de nos preocupar assim tanto porque os casos circulares parecem ser bastante comuns."

No passado, os pesquisadores calcularam as excentricidades orbitais de exoplanetas grandes e gasosos usando a velocidade radial, uma técnica que mede o movimento da estrela. Se um planeta orbita uma estrela, a sua força gravitacional puxa a estrela, fazendo com que se mova num padrão que reflete a órbita do planeta. No entanto, a técnica é mais bem-sucedida para planetas maiores, pois exercem força gravitacional suficiente para influenciar as suas estrelas.

Os cientistas frequentemente encontram planetas mais pequenos usando o método de deteção por trânsito, no qual estudam a luz emitida por uma estrela à procura de diminuições no brilho estelar que assinalam a passagem de um planeta em frente, momentaneamente diminuindo a sua luz. Normalmente, este método apenas assinala a existência de um planeta, não a sua órbita. Mas Van Eylen e o colega Simon Albrecht, da Universidade de Aarhus, desenvolveram uma forma de recolher informações a partir dos dados dos trânsitos exoplanetários.

Primeiro, tiveram em conta que se soubessem a massa e o raio da estrela progenitora, podiam calcular quanto tempo um exoplaneta levaria a orbitá-la, caso a sua órbita fosse circular. A massa e o raio de uma estrela determina a sua força gravitacional, o que por sua vez influencia a velocidade de translação do planeta em torno da estrela.

Ao calcular a velocidade orbital de um planeta numa órbita circular poderiam, então, estimar a duração do trânsito, quanto tempo um planeta passaria em frente da estrela. Caso o trânsito calculado coincidisse com o trânsito real, os pesquisadores concluiriam que a órbita do planeta devia ser circular. Se o trânsito fosse mais demorado ou mais curto, a órbita seria mais alongada ou excêntrica.

Para obter os dados reais dos trânsitos, a equipe estudou dados recolhidos ao longo dos últimos quatro anos pelo telescópio Kepler da NASA, um observatório espacial que examina uma área do céu em busca de planetas habitáveis. O telescópio monitorou o brilho de mais de 145.000 estrelas, sendo que apenas uma fração desse valor foi já caracterizada em detalhe.

A equipe escolheu concentrar-se em 28 estrelas cuja massa e raio já tinham sido anteriormente obtidos, usando asterosismologia (ou sismologia estelar), uma técnica que mede as pulsações estelares, que indicam a massa e o raio de uma estrela.

Estas 28 estrelas abrigam 74 exoplanetas no total. Os pesquisadores obtiveram dados do Kepler para cada exoplaneta, examinando não apenas a ocorrência dos trânsitos, mas também a sua duração. Dada a massa e o raio das estrelas hospedeiras foi possível calcular a duração de cada trânsito exoplanetário caso as suas órbitas fossem circulares e posteriormente comparou as durações estimadas com as durações reais obtidas pelo Kepler.

Em toda a linha, Van Eylen e Albrecht descobriram que as durações calculadas e as durações reais coincidiam, sugerindo que todos os 74 exoplanetas mantinham órbitas circulares, pouco excêntricas.

"Descobrimos que a maioria coincidia muito bem, o que significa que estão muito perto de serem circulares," explica Van Eylen. "Estamos muito confiantes que se as excentricidades altas fossem comuns, as teríamos visto, o que não aconteceu."

Van Eylen comenta que os resultados orbitais para estes planetas mais pequenos podem eventualmente ajudar a explicar o porquê dos maiores planetas terem órbitas mais extremas.

"Queremos compreender porque é que alguns exoplanetas têm órbitas extremamente excêntricas, enquanto em outros casos, como o do Sistema Solar, os planetas têm órbitas principalmente circulares," acrescenta Van Eylen. "Esta é uma das primeiras vezes que medimos de forma confiável as excentricidades de planetas pequenos e é emocionante ver que são diferentes dos planetas gigantes, mas semelhantes às do Sistema Solar."

David Kipping, astrônomo do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, observa que a amostra de 74 exoplanetas de Van Eylen é relativamente pequena, considerando as centenas de milhares de estrelas no céu.

"Eu acho que a evidência de planetas mais pequenos terem órbitas mais circulares é atualmente provisória," confessa Kipping, que não esteve envolvido na pesquisa. "Leva-nos a investigar esta questão em mais detalhe e a ver se é realmente uma tendência universal, ou uma característica da pequena amostra estudada."

No que diz respeito ao nosso próprio Sistema Solar, Kipping especula que com uma maior amostra de sistemas planetários, "podemos investigar a excentricidade em função da multiplicidade e ver se os oito planetas do Sistema Solar são típicos ou não."

Um artigo sobre o assunto foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

A supernova 1994D e o Universo inesperado

Há muito tempo, e muito longe, uma estrela explodiu. A supernova 1994D, visível como o ponto brilhante no canto inferior esquerdo, ocorreu nos arredores da galáxia discoidal NGC 4526.

 

© High-Z Supernova Search Team/Hubble (supernova 1994D e galáxia NGC 4526)

 

A supernova 1994D não foi de interesse porque era diferente, mas sim pela forma como foi semelhante a outras supernovas.

Na verdade, a luz emitida durante as semanas após a sua explosão fez com que fosse designada como uma familiar supernova do Tipo Ia. Se todas as supernovas do Tipo Ia têm o mesmo brilho intrínseco, então mais fraca uma supernova desta categoria parece, quanto mais longe ela estiver.

Ao calibrar uma relação precisa entre o brilho e a distância, os astrônomos são capazes de estimar não só a taxa de expansão do Universo (parametrizada pela constante de Hubble), mas também a geometria do universo em que vivemos (parametrizada por Ômega e Lambda).

O grande número e as grandes distâncias medidas para supernovas ao longo dos últimos anos, quando combinados com outras observações, são interpretados como uma indicação de que vivemos num Universo previamente imprevisto

Fonte: NASA

Explosão colossal em estrela gigante vermelha

Observações afiadas com o telescópio Atacama Large Millimeter/submillimeter Array  (ALMA) revelaram o que parece ser uma explosão gigantesca na superfície de Mira, uma das estrelas gigantes vermelhas mais próximas e mais famosos no céu, com uma cauda longa de 13 anos-luz.

 © NASA/GALEX/Katja Lindblom (ilustração de explosão na superfície de Mira A)

Atividade como esta em gigantes vermelhas é uma surpresa para os astrônomos. A descoberta pode ajudar a explicar como os ventos das estrelas gigantes vermelhas como Mira A fazem a sua contribuição para o ecossistema da nossa galáxia.
Como elas estão perto do fim de suas vidas, elas perdem suas camadas exteriores sob a forma de ventos irregulares. Estes ventos carregam elementos pesados ​​que as estrelas produzem para o espaço podendo formar novas estrelas e planetas. A maior parte do carbono, oxigênio e nitrogênio em nossos corpos foi formada em estrelas e redistribuídos por seus ventos.
Novas observações com o ALMA forneceram sua mais nítida vista da famosa estrela dupla Mira. As imagens mostram claramente as duas estrelas no sistema, Mira A e Mira B, mas isso não é tudo. Pela primeira vez em comprimentos de onda do milímetro, foram revelados detalhes sobre a superfície de Mira A.
"A visão do ALMA é tão nítida que podemos começar a ver mais detalhes sobre a superfície da estrela. Parte da superfície estelar não é apenas extremamente brilhante, ela também varia em brilho. Este deve ser um explosão gigante, e nós pensamos que ele está relacionado à uma explosão que telescópios de raios X observaram alguns anos atrás", diz Wouter Vlemmings, astrônomo da Universidade de Tecnologia Chalmers, que liderou a equipe.
Mira tem sido conhecida há séculos como uma das mais famosas estrelas variáveis ​​no céu. O seu brilho geralmente pode ser visto a olho nu, mas quando se está no seu mais débil é necessário um telescópio. A estrela, a 420 anos-luz de distância na constelação de Cetus, é na verdade um sistema binário, composto de duas estrelas de aproximadamente a mesma massa como o Sol: a primeira é uma densa anã branca quente e  a outra uma gigante vermelha fria, orbitando uma a outra de uma distância média como entre Plutão e o Sol.
"Mira é um sistema fundamental para a compreensão de como as estrelas como o nosso Sol chegam ao final de suas vidas, e que diferença isso faz para uma estrela idosa para ter um companheiro próximo", diz Sofia Ramstedt, astrônoma da Universidade de Uppsala.
O Sol, nossa estrela mais próxima, mostra a atividade influenciada por campos magnéticos, que às vezes ocorre na forma de tempestades solares, acionando as partículas que compõem o vento solar, que por sua vez pode criar auroras na Terra.
"Vendo uma explosão em Mira A sugere que os campos magnéticos também têm uma função a desempenhar para os ventos em estrelas gigantes vermelhas", diz Vlemmings.
As novas imagens fornecem uma visão mais nítida de Mira B, que está tão perto de sua companheira, que o material flui de uma estrela para a outra.
"Esta é a nossa visão mais clara do gás a partir de Mira A que está caindo em direção a Mira B", diz Eamon O'Gorman, astrônomo Universidade de Tecnologia Chalmers e membro da equipe.
As observações foram realizadas como parte das primeiras observações de longo linha de base do ALMA. Ao colocar as antenas do telescópio na sua distância máxima uma do outra, o ALMA atingiu a sua resolução máxima pela primeira vez. Mira foi um dos vários alvos na campanha, ao lado de um sistema solar jovem, uma galáxia com influência de lente gravitacional e um asteroide. Agora Wouter Vlemmings e sua equipe planejam novas observações de Mira e outras estrelas semelhantes.
O Galaxy Evolution Explorer (GALEX) da NASA explorou a estrela popular durante sua pesquisa em andamento de todo o céu em luz ultravioleta. Os astrônomos então percebeu o que parecia ser um cometa com uma gigantesca cauda. Na verdade, o material soprando Mira está formando rastro de 13 anos-luz de comprimento, ou cerca de 20.000 vezes a distância média de Plutão do Sol. Nada como isto já foi visto antes em torno de uma estrela.
"Fiquei impressionado quando vi pela primeira vez esta cauda completamente inesperada arrastando atrás de uma estrela bem conhecida", diz Christopher Martin, do Instituto de Tecnologia da Califórnia.

Os astrônomos dizem que a cauda de Mira oferece uma oportunidade única para estudar como as estrelas como o nosso Sol morrem e, finalmente semear novos sistemas solares. Mira é uma estrela antiga que está perdendo grandes quantidades de material da superfície, ao longo dos últimos 30.000 anos. A cauda de Mira lança carbono, oxigênio e outros elementos importantes necessários para as novas estrelas, planetas e, possivelmente, até mesmo para a vida se formar.

Bilhões de anos atrás, Mira foi semelhante ao nosso Sol. Com o tempo, ela começou a inchar tornando-se uma gigante vermelha variável, uma estrela inchada pulsante que cresce periodicamente seu brilho o suficiente para ser visto a olho nu. Mira acabará ejetando todo o seu gás remanescente no espaço, formando um escudo colorido caracterizando uma nebulosa planetária. A nebulosa vai desaparecer com o tempo, deixando apenas o núcleo da estrela original, que irá então ser chamada de anã branca.
Em comparação com outras gigantes vermelhas, Mira está viajando extraordinariamente rápida, possivelmente devido a impulsos gravitacionais de outras estrelas passageiras ao longo do tempo. Ela agora desloca-se a 130 quilômetros por segundo. Além da cauda de Mira, o GALEX também descobriu um arco, um tipo de acúmulo de gás quente em frente da estrela, e duas correntes sinuosas de material que sai da frente e de trás da estrela. Os astrônomos pensam que o gás quente no arco está aquecendo o gás expelido para fora da estrela, fazendo com que ocorra fluorescência com luz ultravioleta. Este material incandescente, em seguida, gira em torno de trás da estrela, criando uma cauda turbulenta. O processo é semelhante a um barco em alta velocidade deixando um rastro agitado, ou um rastro de fumaça produzido por um trem a vapor.
O fato de que a cauda de Mira unicamente brilha com luz ultravioleta poderia explicar por que outros telescópios não tinham percebido. O GALEX é muito sensível à luz ultravioleta e também tem um amplo campo de visão, permitindo-lhe fazer a varredura do céu para a atividade ultravioleta incomum.

Um artigo anunciando a descoberta foi publicado na revista Nature.

Fonte: Chalmers University of Technology