Uma estrela com braços em espiral

Há mais de 400 anos que os astrônomos usam telescópios para estudar a grande variedade de estrelas que fazem parte da nossa galáxia.

© Subaru (dois braços em espiral emergem da estrela SAO 206462)

Milhões de ‘sóis’ distantes já estão catalogados. Existem estrelas anãs, estrelas gigantes, estrelas mortas, estrelas que explodem, binários de estrelas; poderíamos supor que todos os tipos de estrelas da Via Láctea já eram conhecidos, mas na realidade uma recente descoberta revelou algo surpreendente: uma estrela com braços em espiral!

Investigadores usaram o telescópio de 8,2 metros Subaru, que é operado pelo Observatório Astronômico Nacional do Japão, e se encontra no topo do vulcão Mauna Kea, no Hawaí (EUA), para observar o disco de gás e poeira que envolve a estrela SAO 206462, que é uma estrela jovem, que se encontra a 400 anos-luz da Terra, na direção da constelação do Lobo. Por intermédio do instrumento HiCIAO a equipe de pesquisadores encontrou braços em espiral no disco circumestelar, que tem um diâmetro de 22,5 bilhões de quilômetros, ou seja, cerca de duas vezes o diâmetro da órbita de Plutão.

A estrela SAO 206462 é alvo de estudo para os astrônomos porque é uma estrela jovem que possui um disco circumestelar, um disco largo, de gás e poeira, que rodeia a estrela. Os investigadores suspeitam que planetas poderão formar-se no interior deste disco. No entanto, a observação cuidadosa da estrela SAO 206462 não encontrou planetas mas sim braços. É comum observar braços em galáxias espirais, no entanto, esta é a primeira vez que se observam nitidamente braços em espiral em torno de uma estrela individual.

Os braços poderão ser um sinal da formação de planetas no disco. “Simulações de computador já apontavam para que o impacto gravitacional provocado pela presença de um planeta no interior de um disco circumestelar poderia perturbar o gás e poeira de forma a criar braços em espiral”, afirma Carol Grady, astrônoma e pesquisadora da equipe.

Modelos teóricos mostram que um planeta num disco circumestelar pode ser responsável pela existência de um braço em espiral em cada lado do disco. As estruturas em torno da SAO 206462, não são simétricas o que pode sugerir a existência de dois planetas, um para cada braço. No entanto, outros processos que não implicam a presença de planetas poderão ser a causa destas estruturas, sendo necessárias mais observações para alcançar uma conclusão definitiva acerca da origem destes braços em  espiral.

Fonte: NASA

Explosão de raios gama em galáxias distantes

As explosões de raios gama são as explosões mais brilhantes do Universo.

© ESO (ilustração de explosões de raios gama em galáxias distantes)

São inicialmente observadas por observatórios que se encontram em órbita terrestre, que detectam a curta explosão inicial de raios gama. Depois de localizadas as suas posições, são imediatamente estudadas utilizando telescópios de grandes dimensões instalados no solo, que detectam a radiação visível e infravermelha remanescente emitida ainda nas horas e dias que se seguem à explosão inicial. Uma destas explosões, chamada GRB 090323, foi inicialmente detectada pelo Telescópio Espacial Fermi Gamma-ray da NASA. Pouco tempo depois, o sinal emitido foi observado pelo detector de raios X do satélite Swift da NASA e pelo sistema GROND do telescópio MPG/ESO de 2.2 metros instalado no Chile. Esta explosão foi estudada detalhadamente pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO, apenas um dia depois da explosão inicial.

As observações obtidas com o VLT mostram que a luz brilhante emitida pela explosão de raios gama passou através da própria galáxia hospedeira e também de outra galáxia próxima. Estas galáxias estão sendo observadas tal como eram há 12 bilhões de anos atrás. As galáxias foram observadas com um desvio para o vermelho de 3,57 correspondendo a 1,8 bilhões de anos depois do Big Bang. Galáxias muito distantes estão raramente envolvidas neste tipo de fenômeno.

“Quando estudamos a radiação emitida por esta explosão de raios gama não sabíamos o que iríamos encontrar. Foi surpreendente descobrir que o gás frio existente nestas duas galáxias do Universo primitivo tem uma composição química tão inesperada,” explica Sandra Savaglio (Instituto Max-Planck para a Física Extraterrestre, Garching, Alemanha), autora principal do artigo científico que descreve este estudo.

Estas galáxias têm mais elementos pesados do que o observado em qualquer galáxia do Universo primordial.

Quando a radiação da explosão de raios gama passou através das galáxias, o gás aí contido atuou como um filtro e absorveu parte desta radiação em certos comprimentos de onda. Sem a explosão de raios gama estas galáxias tênues seriam completamente invisíveis. Ao analisar cuidadosamente as impressões digitais dos diferentes elementos químicos, a equipe conseguiu determinar a composição do gás frio destas galáxias muito distantes e em particular descobriu o seu rico conteúdo em elementos pesados.

Espera-se que as galáxias no Universo primitivo tenham menor quantidade de elementos pesados do que as galáxias no Universo atual, tais como a Via Láctea. Os elementos pesados são produzidos ao longo da vida e morte de várias gerações de estrelas, que gradualmente vão enriquecendo o gás das galáxias. A matéria produzida pelo Big Bang, há 13,7 bilhões de anos, era quase toda hidrogênio e hélio. Os elementos mais pesados, tais como oxigênio, nitrogênio e carbono, foram posteriormente produzidos por reações termonucleares no interior das estrelas e lançados de volta às reservas de gás existentes na galáxia próximo da morte das estrelas. Por isso, espera-se que a quantidade de elementos pesados na maioria das galáxias aumente gradualmente à medida que o Universo envelhece. Os astrônomos utilizam o enriquecimento químico das galáxias para determinar em que período das suas vidas estas se encontram. No entanto e surpreendentemente, estas novas observações revelaram que algumas galáxias já são muito ricas em elementos pesados numa altura correspondente a menos de dois bilhões de anos depois do Big Bang, algo inimaginável até agora.

O par de galáxias jovens descoberto deve estar formando estrelas a uma taxa extremamente elevada, podendo enriquecer tanto e muito depressa o gás frio. Uma vez que as duas galáxias estão muito próximas uma da outra, é possível que se encontrem em processo de fusão, o que dará origem a formação estelar quando as nuvens de gás colidirem entre si. Os novos resultados apoiam também a ideia de que as explosões de raios gama podem estar associadas a formação estelar intensa.

Formação estelar muito violenta como esta poderá ter cessado muito cedo na história do Universo. Doze bilhões de anos mais tarde, os restos de tais galáxias conteriam um grande número de restos estelares tais como buracos negros e anãs brancas frias, formando uma população de “galáxias mortas” difíceis de detectar, apenas sombras tênues de como teriam sido nas suas juventudes brilhantes. Encontrar tais cadáveres atualmente seria um grande desafio.

“Tivemos muita sorte em observar a GRB 090323 quando ainda estava suficientemente brilhante, de tal modo que foi possível obter observações muito detalhadas com o VLT. As explosões de raios gama permanecem brilhantes apenas por curtos espaços de tempo, por isso conseguir dados de boa qualidade é muito difícil. Esperamos poder observar novamente estas galáxias num futuro não muito longínquo quando tivermos disponíveis instrumentos mais sensíveis. Estes objetos seriam um alvo ideal para o E-ELT,” conclui Savaglio.

Fonte: ESO

Nebulosa iluminada por estrela jovem

Os tufos de pérolas em torno da estrela central IRAS 10082-5647 nesta imagem do Hubble certamente chama a atenção para os céus.

© ESA (estrela IRAS 10082-5647)

A nuvem de aparência divina é uma nebulosa de reflexão, composta por gás e poeira brilhando suavemente pela luz refletida de estrelas próximas, neste caso, uma jovem estrela Herbig Ae/Be.

A estrela, como outras desse mesmo tipo, ainda é relativamente jovem, tendo apenas alguns milhões de anos. Ela ainda não atingiu a chamada fase de sequência principal, onde vai gastar cerca de 80% de sua vida criando energia pela queima de hidrogênio em seu núcleo. Até então, a estrela aquece-se por colapso gravitacional, à medida que o material na estrela cai sobre si mesma, tornando-se cada vez mais densa e gerando uma imensa pressão que por sua vez emite grandes quantidades de calor.

As estrelas gastam apenas cerca de 1% de suas vidas nesta fase anterior à fase da sequência principal. Eventualmente, o colapso gravitacional vai aquecer o núcleo da estrela o suficiente para a fusão do hidrogênio começar, impulsionando a estrela para a fase de sequência principal, e colocando-a na sua fase de idade adulta.

A Advanced Camera for Surveys, a bordo do Telescópio Espacial Hubble captou a nebulosa, iluminada com a luz de IRAS 10082-5647 nos comprimentos de onda do visível (555 nm) e do infravermelho próximo (814 nm) que foram coloridos de azul e vermelho, respectivamente.

Fonte: ESA

Taxa de fusão entre galáxias é menor

Uma nova análise de pesquisas do Telescópio Espacial Hubble da NASA, combinada com simulações de interações de galáxias, revelaram que a taxa de fusão entre galáxias nos últimos 8 a 9 bilhões de anos diminui perante estimava anterior.

© CfA (simulação de galáxias em fusão)

A taxa de fusão de galáxias é uma medida fundamental da evolução da galáxia, trazendo pistas sobre como as galáxias se agrupam com o tempo através do encontro com outras galáxias. Além disso, uma grande discrepância existe sobre como as galáxias se juntavam no passado. Medidas anteriores de galáxias no campo profundo de pesquisa feito pelo Hubble geraram um grande número de resultados, nessas pesquisas descobriu-se que 5% de 25% das galáxias estavam se fundindo.

O novo estudo foi liderado por Jennifer Lotz do Space Telescope Science Institute em Baltimore, analisando as interações entre as galáxias em diferentes distâncias, permitindo que os astrônomos pudessem comparar as fusões com o decorrer do tempo. A equipe de Lotz descobriu que as galáxias ganharam pouca massa através de colisões com outras galáxias. Grandes galáxias se fundiram com outra numa média de uma vez nos últimos 9 bilhões de anos. Pequenas galáxias se fundiram com galáxias maiores de maneira mais frequente. Em uma das primeiras medidas da fusão entre uma galáxia anã e uma galáxia massiva no Universo distante, a equipe de Lotz descobriu que essas fusões aconteciam três vezes mais frequentes do que os encontros entre duas galáxias massivas.

“Ter um valor preciso para a taxa de fusão é crítico pois as colisões galácticas podem ser um processo fundamental que conduz a montagem da galáxia, a rápida formação de estrelas nos tempos iniciais e o crescimento de gás dentro do buraco negro supermassivo central localizado no núcleo das galáxias”, explica Lotz.

O problema com as estimativas prévias do Hubble é que os astrônomos usavam diferentes métodos para contar as fusões.

“Estudos que observam em detalhes pares de galáxias que parecem prontas para colidir fornecem um número muito mais baixo de fusões do que os estudos que pesquisam por galáxias que possuem a sua forma perturbada, evidência direta que passaram por um processo de fusão”, disse Lotz.

Para entender quantos encontros aconteceram com o passar dos tempos, Lotz precisou entender por quanto tempo as galáxias pareceriam destruídas antes de se estabilizarem e voltarem a ter uma aparência normal novamente.

Esse foi o motivo pelo qual Lotz e sua equipe realizou detalhadas simulações computacionais para ajudar a dar sentido às fotografias obtidas pelo Hubble. A equipe fez simulações de muitas possíveis colisões de galáxias e então as mapeou nas imagens que o Hubble fez sobre interações de galáxias.

Criar modelos computacionais foi um processo demorado. A equipe de Lotz considerou um grande número de possibilidade de colisões, desde pares de galáxias com mesma massa até interações entre galáxias gigantes e anãs. A equipe também analisou diferentes órbitas para as galáxias, possíveis impactos de colisões e como as galáxias estavam orientadas umas em relação as outras. Ao todo, o grupo determinou 57 diferentes cenários de fusão e estudaram assim a fusão de 10 diferentes ângulos. “Estudar e analisar as simulações foi como observar as batidas de carros em câmera lenta”, disse Lotz.

As simulações seguiram as galáxias por 2 a 3 bilhões de anos, começando no primeiro encontro e continuando até que a união estivesse completa, aproximadamente um bilhão de anos depois. “Nossas simulações ofereceram uma imagem realista das fusões entre as galáxias”, disse Lotz.

Além de estudar a fusão entre galáxias gigantes, a equipe também analisou os encontros ocorridos entre galáxias pequenas. Registrar colisões entre galáxias pequenas é difícil pois os objetos são muito apagados com relação às sus companheiras maiores.

“Galáxias anãs são as mais comuns no Universo”, disse Lotz. “Elas podem ter contribuído para construir as grandes galáxias. De fato, a nossa própria Via Láctea teve alguns desses encontros com galáxias menores em um passado considerado recente, o que ajudou a construir as regiões externas ao halo galáctico. Esse estudo fornece o primeiro entendimento quantitativo de como o número de galáxias perturbadas por esses encontros menores se alteraram com o tempo”.

Lotz comparou suas imagens de simulação com as fotos de milhares de galáxias feitas pelo Hubble, incluindo a All-Wavelenght Extended Groth Strip International Survey (AEGIS), a Cosmological Evolution Survey (COSMOS) e a Great Observatories Origins Deep Survey (GOODS), bem como fusões identificadas pela pesquisa DEEP2 realizada pelo Observatório W.M. Keck no Havaí. Ela e outros grupos identificaram aproximadamente mil candidatas a fusões a partir dessas pesquisas mas inicialmente encontraram taxas de fusões bem diferentes.

O próximo objetivo é analisar as galáxias que estavam interagindo a aproximadamente 11 bilhões de anos atrás, quando a formação de estrelas através do Universo atingiu seu pico, para ver se a taxa de fusão aumenta juntamente com a taxa de formação estelar. Uma ligação entre essas duas medidas significaria que os encontros entre as galáxias instigaram o rápido nascimento estelar.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Asteroide Lutetia: cartão postal do passado

A sonda Rosetta da ESA, revelou que o asteroide Lutetia é um corpo primitivo, deixado para trás à medida que os planetas eram formados no nosso Sistema Solar. Resultados do sobrevoo da Rosetta sugerem também que esse asteroide tentou gerar um núcleo metálico.

© ESA (crateras e deslizamentos no asteroide Lutetia)

A sonda Rosetta passou pelo asteroide Lutetia no dia 10 de Julho de 2010, a uma velocidade de aproximadamente 54.000 km/h e chegou a uma distância de 3.170 km. Naquela época, o asteroide de 130 km de comprimento era o maior já encontrado por uma sonda no espaço. Desde então os cientistas estão analisando os dados coletados durante esse breve encontro.

Todos os sobrevoos anteriores haviam ocorridos em objetos que na verdade eram fragmentos de um corpo maior. Contudo, durante os encontros os cientistas especulavam que o Lutetia poderia ser um astro mais velho e primitivo.

Imagens feitas com a câmera OSIRIS revelaram que partes da superfície do Lutetia tem aproximadamente 3,6 bilhões de anos. Outras partes são jovens para os padrões astronômicos, algo entre 50 e 80 milhões de anos.

Os astrônomos estimam a idade de planetas, luas e asteroides contando o número de crateras que eles apresentam. Cada depressão encontrada na superfície é feita por um impacto. Quanto mais velha a superfície mais impactos elas apresentam. Desse modo ao observar imagens do Lutetia, os astrônomos se depararam com uma superfície bastante castigada pelas crateras implicando que essa região é velha.

Por outro lado, as áreas mais novas do Lutetia são deslizamentos de terra, provavelmente disparados pelas vibrações geradas por impactos próximos.

Detritos resultantes desses muitos impactos agora localizam-se através da superfície formando uma camada de rocha pulverizada de 1 km de espessura.

Existem alguns pedaços de rochas maiores na superfície do asteroide, algo entre 300 e 400 metros de diâmetro, ou seja, um tamanho igual a metade da Rocha Ayers na Austrália.

Alguns impactos devem ter sido tão grandes que eles quebraram grandes pedaços de rocha do Lutetia, gradualmente esculpindo a superfície deixando-a como vimos hoje.

“Nós não pensamos que o Lutetia nasceu dessa forma”, disse Holger Sierks do Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung em Lindau na Alemanha. “Ele era provavelmente redondo quando se formou”.

O espectrômetro VIRTIS da Rosetta descobriu que a composição do Lutetia é notavelmente uniforme através das regiões observadas.

“É surpreendente que um objeto desse tamanho possa ter cicatrizes de eventos tão diferentes em idade através de toda a sua superfície enquanto não mostra qualquer sinal de variação composicional”, disse Fabrizio Capaccioni, do INAF em Roma, Itália. O mistério sobre o Lutetia está apenas começando.

Fonte: ESA

Encontros imediatos entre galáxias

Astrônomos analisaram a previsão dos encontros íntimos entre galáxias que podem desencadear o rápido crescimento de buracos negros supermassivos.

© Chandra/Hubble (par de galáxias CID 3083)

Esta pesquisa foi possível devido à habilidade do observatório espacial Chandra de detectar buracos negros crecendo ativamente através dos raios-X que eles geram.

Os pesquisadores analisaram 562 pares de galáxias em distâncias que variam de 3 a 8 bilhões de anos-luz da Terra, e compararam com 2.726 galáxias individuais.

© Chandra/Hubble (par de galáxias CID 1711)

O par de galáxias CID 1711 possui um tamanho de 363.000 anos-luz e o CID 3083 tem 249.000 anos-luz, e estão distantes 6,7 bilhões de anos-luz da Terra.

Nestas imagens, os dados do Chandra da NASA são mostrados em púrpura e os dados do Telescópio Espacial Hubble são em dourado. Em ambas as imagens, a fonte de raios-X perto do centro é gerado pelo gás que foi aquecido a milhões de graus, uma vez que cai em direção a um buraco negro supermassivo localizado no meio de sua galáxia hospedeira. A outra emissão de raios-X menos intensa pode ser causada por gás quente, associado com o par de galáxias.
Os autores do estudo estimam que quase um quinto de todos os buracos negros moderadamente ativos são encontrados em galáxias passando por estágios iniciais de uma interação. Isso deixa em aberto a questão de quais eventos são responsáveis ​​por abastecer os restantes 80% do crescimento dos buracos negros. Alguns destes podem envolver os estágios finais de fusões entre duas galáxias. Eventos menos violentos, como o gás precipitando a partir do halo da galáxia, ou o rompimento de galáxias satélites de pequeno porte também são susceptíveis de desempenhar um papel importante.
Esta pesquisa é denominada COSMOS (Cosmic Evolution Survey), que abrange dois graus quadrados do céu com as observações de vários grandes observatórios espaciais Chandra e Hubble. Informações precisas sobre a distância das galáxias também foi derivada de observações ópticas com o Very Large Telescope do ESO (European Southern Observatory). Esta amostra contenesta amostra com 562 pares de galáxias com 2.726 galáxias individuais para chegar a suas conclusões.
O estudo foi liderado por John Silverman, do Instituto para a Física e Matemática do Universo (IPMU) da Universidade de Tóquio, no Japão. Há 54 co-autores de várias instituições ao redor do mundo.

Um artigo descrevendo este trabalho foi aceito para publicação no Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O distante Éris é gêmeo de Plutão

Em Novembro de 2010 o distante planeta anão Éris passou em frente de uma estrela de fundo de luminosidade baixa, num acontecimento denominado ocultação.

© ESO (ilustração do planeta anão Éris)

Estes eventos são muito raros e difíceis de observar, uma vez que o planeta anão se encontra muito longe e é muito pequeno. O próximo acontecimento do gênero envolvendo Éris será apenas em 2013. As ocultações oferecem-nos a maneira mais precisa, e muitas vezes a única maneira, de medir o tamanho e estimar a forma de corpos muito distantes do Sistema Solar.
A estrela candidata a ocultação foi identificada ao serem estudadas imagens obtidas com o telescópio MPG/ESO de 2,2 metros instalado no Observatório de La Silla do ESO. As observações foram planejadas cuidadosamente e levadas a cabo por uma equipe internacional de astrônomos de várias universidades (principalmente da França, Bélgica, Espanha e Brasil), que utilizaram, entre outros, o telescópio robótico TRAPPIST (sigla do inglês TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope), também instalado em La Silla.
“Observar ocultações de pequenos corpos do Sistema Solar situados para além de Netuno requer grande precisão e planejamento. Esta é a melhor maneira de medir o tamanho de Éris, além de ir até lá, é claro!” explica Bruno Sicardy, o autor principal do trabalho, que será publicado na revista Nature.
As observações da ocultação foram feitas em 26 locais diferentes espalhados por toda a Terra e que se encontravam na trajetória prevista da sombra do planeta anão - incluindo alguns telescópios de observatórios amadores. No entanto, só foi possível observar o evento diretamente em dois lugares apenas, ambos situados no Chile: um no Observatório de La Silla do ESO com o telescópio TRAPPIST e o outro em São Pedro de Atacama, onde se utilizaram dois telescópios (Caisey Harlingten e ASH2). Os três telescópios registaram uma diminuição do brilho da estrela distante correspondente à altura em que Éris bloqueou a sua radiação.
As observações combinadas dos dois locais chilenos indicam que Éris tem uma forma praticamente esférica. Estas medições são bastante precisas no que dizem respeito à forma e ao tamanho do objeto, mas apenas se não tiverem sido distorcidas pela presença de montanhas altas, o que dificilmente existirá num corpo gelado tão grande.
Éris foi identificado como sendo um objeto grande situado no Sistema Solar exterior em 2005. A sua descoberta foi um dos motivos que levou à criação de uma nova classe de objetos chamados planetas anões e à reclassificação de Plutão de planeta para planeta anão em 2006. Éris encontra-se atualmente três vezes mais longe do Sol do que Plutão.
Embora observações anteriores utilizando métodos diferentes sugerissem que Éris era provavelmente 25% maior do que Plutão, com uma estimativa para o diâmetro de 3.000 quilômetros, este novo estudo prova que os dois objetos têm essencialmente o mesmo tamanho. O novo diâmetro calculado para Éris é de 2.326 quilômetros com uma precisão de 12 quilômetros, o que torna o seu tamanho melhor conhecido que o de Plutão, que tem um diâmetro estimado entre 2.300 e 2.400 quilômetros. O diâmetro de Plutão é mais difícil de medir devido à presença de uma atmosfera que torna impossível detectar diretamente a sua borda utilizando ocultações. O movimento do satélite de Éris, Disnomia, foi utilizado para estimar a massa de Éris. Descobriu-se que Éris é 27% mais pesado do que Plutão. A massa de Éris é 1,66 x 10²² kg, o que corresponde a 22% da massa da Lua.

Combinando este resultado com o diâmetro estimou-se que a densidade de Éris é de 2,52 gramas por cm³. Para comparação a densidade da Lua é 3,3 gramas por cm³ e a da água é de 1,0 grama por cm³.
“Esta densidade significa que Éris é provavelmente um grande corpo rochoso coberto por um manto relativamente fino de gelo,” comenta Emmanuel Jehin, que participou neste trabalho. O valor da densidade sugere que Éris é composto principalmente por rocha (85%), com uma pequena quantidade de gelo (15%). Este último encontra-se provavelmente numa camada com cerca de 100 km de espessura rodeando o enorme núcleo rochoso. Esta camada muito grossa composta principalmente por gelo de água não deve ser confundida com a camada muito fina de atmosfera gelada existente à superfície de Éris e que o torna tão refletor.
Descobriu-se que a superfície de Éris é muito refletora, refletindo 96% da luz que lhe chega (albedo visível de 0,96). O albedo de um objeto representa a fração de luz que chega à sua superfície e que é refletida de volta ao espaço em vez de ser absorvida. Um albedo de 1 corresponde a uma superfície branca de reflexão perfeita, enquanto que 0 será a total absorção da cor preta. Para comparação, o albedo da Lua é de apenas 0,136, semelhante ao do carvão. O albedo de Éris corresponde a uma superfície ainda mais brilhante do que neve fresca na Terra, o que torna Éris um dos objetos do Sistema Solar mais refletores, simultaneamente com a lua gelada de Saturno, Enceladus. A superfície brilhante de Éris é muito provavelmente composta por uma mistura de gelo rico em nitrogênio e metano gelado - como nos indica o espectro do planeta anão - que cobre todo o planeta anão com uma camada de gelo fina muito refletora com menos de um milímetro de espessura.
“Esta camada de gelo pode ter resultado da condensação em gelo da atmosfera de nitrogênio ou metano do planeta anão, que atinge a superfície à medida que o planeta anão se afasta do Sol ao longo da sua órbita alongada e entra cada vez mais num ambiente frio,” acrescenta Jehin. O gelo pode posteriormente voltar a transformar-se em gás à medida que Éris se aproxima do ponto mais próximo do Sol, a uma distância de cerca de 5,7 bilhões de quilômetros.
Com os novos resultados a equipe pôde também estimar a temperatura à superfície do planeta anão, obtendo um resultado de no máximo -238º Celsius para a superfície iluminada pelo Sol e menos ainda para o lado noturno de Éris.
“É extraordinário o quanto podemos aprender sobre um objeto distante pequeno como Éris quando o observamos passando em frente de uma estrela tênue, utilizando telescópios relativamente pequenos. Cinco anos depois da criação da nova classe dos planetas anões estamos finalmente conhecendo bem um dos seus membros fundadores,” conclui Bruno Sicardy.

Fonte: ESO

Quatro luas ao redor dos anéis de Saturno

O planeta Saturno possui 62 luas identificadas. Onde está a quarta lua de Saturno visível na imagem abaixo?

© NASA/Cassini (quatro luas ao redor dos anéis de Saturno)

A lua no fundo da imagem é Titã, a maior lua de Saturno e uma das maiores do Sistema Solar. A feição escura que cruza o topo desse mundo que está eternamente coberto por nuvens é a calota polar norte. A segunda lua mais óbvia na imagem acima é Dione, visível em primeiro plano, Dione  é um satélite que aparece repleto de crateras e com longos abismos de gelo. À esquerda da imagem pode-se ver alguns anéis de Saturno, incluindo o Anel A que apresenta a escura Falha de Encke. Mais a direita, fora dos anéis está Pandora, um satélite que tem apenas 80 km de diâmetro que contribui para alterar o Anel F de Saturno.

Se você olhar com cuidado dentro da Falha de Encke poderá encontrar a quarta lua de Saturno na imagem acima, denominada Pan. Embora seja a menor lua de Saturno com apenas 35 km de diâmetro, Pan é massiva o suficiente para ajudar a manter a Falha de Encke relativamente livre de partículas dos anéis.

Fonte: NASA

O mistério de uma supernova antiga

A NASA recriou a imagem da primeira supernova documentada, que foi observada por astrônomos chineses há quase dois mil anos.

© NASA/ESA (supernova RCW 86 no infravermelho e raios X)

A imagem mostra a combinação de dados obtidos de quatro telescópios espaciais diferentes para criar a imagem da supernova, conhecida como RCW 86, a mais antiga que consta dos registros de astronomia.

Os astrônomos chineses foram testemunhas do evento que aconteceu no ano 185 d.C., quando descobriram uma estrela muito luminosa que permaneceu no céu durante oito meses. As imagens de raios X do observatório XMM-Newton da ESA e do observatório Chandra da NASA, foram combinadas para formar as cores azul e verde na imagem, que mostram que o gás interestelar se aqueceu a milhões de graus devido à onda expansiva da supernova.

© NASA/JPL (supernova RCW 86 no infravermelho)

Os dados infravermelhos da sonda WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) e do Telescópio Espacial Spitzer da NASA, que são vistos em amarelo e vermelho, revelam o pó que chega a várias centenas de graus abaixo de zero, cálido em comparação com o pó cósmico habitual na Via Láctea.

Mediante o estudo dos raios X e dos dados infravermelhos, os astrônomos foram capazes de determinar que a causa daquela misteriosa explosão no céu foi uma supernova de tipo Ia, que se produz depois da violenta explosão de uma estrela anã branca.

A supernova RCW 86 está a aproximadamente 8.000 anos-luz de distância. Tem 85 anos-luz de diâmetro e ocupa uma região do céu na constelação austral de Circinus que é ligeiramente maior que a lua cheia.

Fonte: NASA

Estrela Proxima: a vizinha do lado

O astrônomo escocês  Thomas Henderson, em missão na África do Sul, realizou várias observações da estrela Alfa do Centauro, entre abril de 1832 e maio de 1833.

© Cosmo Novas (ilustração de uma anã vermelha)

A estrela Alfa do Centauro era a terceira mais brilhante, e também uma das estrelas com maior movimento aparente no céu. Estes fatos levaram Henderson a suspeitar de que se tratava de uma estrela próxima do Sol, para a qual o cálculo da distância através do método do paralaxe seria possível. Por várias razões, entre as quais algum ceticismo quanto à qualidade das observações que possuia, Henderson adiou a publicação dos resultados até 1839. Entretanto, um ano antes, Friedrich Wilhelm Bessel tinha publicado as suas observações e o cálculo da distância à estrela 61 do Cisne. Os resultados então apresentados por Henderson eram no entanto mais interessantes pois mostravam que a Alfa do Centauro estava muito próxima do Sol, a apenas 3,25 anos-luz (o valor atualmente aceito é de 4,36 anos-luz). Convém referir que a estrela é na realidade um sistema binário cuja descoberta é atribuída ao padre Jean Richaud, um missionário na Índia, em 1689. Durante quase 80 anos as componentes deste sistema binário, Alfa do Centauro A e B, foram as estrelas mais próximas do Sol conhecidas.

A situação mudou quando, em 1915, Robert Innes, o diretor do Union Observatory em Joanesburgo, na África do Sul, descobriu uma pequena estrela de magnitude 11 que parecia ter o mesmo movimento espacial da Alfa do Centauro. Observações subsequentes permitiram determinar a sua distância com precisão, verificando-se que estava ligeiramente mais próxima do Sol do que as componentes do sistema binário (o valor atualmente aceito para a distância é de 4,24 anos-luz). Por esse motivo, Innes sugeriu o nome de “Proxima” para a estrela.

Proxima é uma estrela imensamente interessante, e não apenas pela sua proximidade. Embora a ligação gravitacional com as componentes da Alfa do Centauro não seja totalmente certa, os estudos mais recentes, inclusive os dados obtidos com o satélite astrométrico Hipparcos, apontam fortemente nesse sentido. Tal como Alfa do Centauro A e B, Proxima é enriquecida em “metais” na mesma proporção relativamente ao Sol, o que reforça a a ideia de uma origem comum para as três estrelas. A confirmar-se este cenário a Alfa do Centauro será na realidade um sistema triplo. De fato, Proxima é frequentemente designada de Alfa do Centauro C.

Proxima está suficientemente próxima do Sol para ser possível medir diretamente o seu diâmetro aparente. Tal foi conseguido com o Very Large Telescope Interferometer, obtendo-se o valor modesto de 1/7 do diâmetro do Sol, ou 1,5 vezes o diâmetro de Júpiter. A análise do seu espectro permitiu determinar que se trata de uma anã vermelha de tipo espectral M5, com uma temperatura fotosférica de apenas 3.000 Kelvin. A sua luminosidade total (em todos os comprimentos de onda) corresponde a apenas 0,17% da do Sol!

A massa de uma anã vermelha com estas características é muito pequena, cerca de 1/8 da massa do Sol. A densidade resultante é no entanto muito superior à do Sol, cerca de 40 vezes maior, o que tem implicações importantes na estrutura interna da estrela.

A Proxima, tal como todas as anãs vermelhas, tem uma estrutura interna diferente da do Sol. Nas anãs vermelhas a energia gerada pelas reações de fusão nuclear é transferida até à superfície exclusivamente através da convecção de gás ionizado (plasma) no interior da estrela. No Sol a energia produzida no núcleo é transferida através da radiação até 70% do raio solar e só nos últimos 30% do seu raio a transferência é feita por convecção. A convecção global nas anãs vermelhas permite uma circulação eficiente de todo o combustível nuclear disponível (hidrogênio) até ao núcleo da estrela onde é transformado quase na totalidade em hélio. Em contraste, no Sol a falta de convecção na zona nuclear provoca a acumulação de uma “cinza” de hélio inerte e apenas 10% de todo o hidrogênio disponível é transformado em hélio enquanto o Sol permanece na sequência principal.

A circulação eficiente do combustível nuclear, conjugada com as temperaturas nucleares mais baixas das anãs vermelhas, que impõem ritmos de reacção mais lentos, fazem a estrela produzir menos potência mas usufruir de uma vida mais longa. A Proxima tem uma vida estimada em mais de um trilhão de anos, aproximadamente 100 vezes a duração da vida do Sol e muito maior do que a atual idade do Universo. No final da sua vida, as anãs vermelhas não se transformam em gigantes vermelhas, como as estrelas do tipo solar. Antes, transformam-se diretamente em anãs brancas formadas quase exclusivamente por hélio.

A convecção global de plasma, repleto de partículas carregadas eletricamente, gera uma fortíssima atividade magnética por um efeito de dínamo, que resulta por sua vez numa superfície muito ativa, com grande número de “manchas solares” e com erupções intensas de dimensões comparáveis à estrela que aumentam temporariamente o seu brilho e produzem raios ultravioleta e X em abundância. A estrela foi alvo de observações por vários telescópios de raios X, desde o Observatório Einstein, nos anos 80, que observou com detalhe uma erupção da estrela, até aos mais recentes XMM-Newton e Chandra.

Fonte: AstroPT

A transformação de uma gigante vermelha

Após 4,5 milhões de anos de vida, um milésimo da idade do Sol, a estrea HD 192163 começou a sua corrida para se tornar uma supernova catastrófica.

© NASA/Chandra (estrela massiva HD 192163)

Primeiro ela se expandiu enormemente para se tornar uma gigante vermelha e ejetou suas camadas externas a uma velocidade aproximada de 32.000 quilômetros por hora. Duzentos mil anos depois, a intensa radiação da camada mais interna quente e exposta da estrela começa a empurrar o gás para longe a uma velocidade que excede os 4,8 milhões de quilômetros por hora.

Quando esse vento estelar de alta velocidade se choca com o vento mas lento da gigante vermelha, uma densa concha é formada. Na imagem acima, uma porção da concha é mostrada em vermelho. A força da colisão cria duas ondas de choque, uma que se move para fora desde a densa concha para criar a estrutura em forma de filamentos de cor verde e outra que se move em direção interna para produzir uma bolha com temperatura de milhões de graus Celsius emissora de raios-X, mostrada em azul na imagem. A brilhante emissão de raios-X está próxima da parte mais densa da concha de gás comprimida, indicando que o gás quente está evaporando matéria da concha. A estrela massiva HD 192163 que produziu a nebulosa aparece como um ponto brilhante no centro da imagem.

A estrela HD 192163 provavelmente explodirá como uma supernova em aproximadamente cem mil anos. Essa imagem permite que os astrônomos possam determinar a massa, a energia, e a composição da concha gasosa ao redor da estrela antes de virar uma supernova. Um entendimento sobre esses ambientes fornece dados importantes para que se possam interpretar observações de supernovas e de suas partes remanescentes.

A imagem acima é uma composição de dados de raios-X (azul) e óptico (vermelho e verde) e revela dramáticos detalhes de uma porção da conhecida Nebulosa Crescente uma gigantesca concha gasosa criada por poderosos ventos que tem suas origens na massiva estrela HD 192163.

Fonte: Daily Galaxy

Um X na Via Láctea?

A concentração de estrelas luminosas no centro das galáxias espirais costuma originar uma estrutura de forma ovalada que lembra uma bola de futebol americano, o bojo galáctico.

© ESO (imagem da Via Láctea com um X desenhado em seu centro)

Mas o acúmulo de matéria no coração da Via Láctea pode ter gerado um bojo de contornos pouco usuais, marcado por duas barras estelares (e não apenas uma) que se cruzam e delineiam um X. Essa conclusão, controversa, é defendida pelo astrofísico brasileiro Roberto Saito, da Pontifícia Universidade Católica do Chile, e colegas chilenos, europeus e americanos num artigo publicado na revista científica The Astronomical Journal. “Dependendo de como observamos a galáxia, vemos uma barra tridimensional que se divide em duas, formando um X ou até um K”, diz Saito. “São duas barras na diagonal, uma principal e outra secundária.” De acordo com a técnica usada pelos pesquisadores para estudar a composição do bojo, o X atravessa a região mais central da Via Láctea e suas pontas são visíveis entre três e oito graus tanto acima como abaixo do plano do disco galáctico.
Para mapear o interior do bojo da Via Láctea, o trabalho de Saito analisou dados coletados em três comprimentos de ondas do infravermelho por um levantamento de todo o céu visível nos hemisférios Norte e Sul realizado entre o final dos anos 1990 e a primeira metade da década passada, o projeto 2Mass. Em meio a essa avalanche de informações, os astrofísicos procuraram especificamente a localização de um tipo de estrela luminosa rica em metais, as red clumps giants, que são usadas para inferir distâncias astronômicas e também como traçadoras de certas estruturas de galáxias. A distribuição dessas estrelas num mapa que divide o bojo da Via Láctea em 170 setores quadrados deu forma à dupla barra cruzada no centro da galáxia. Desde o início do ano 2010 um novo levantamento no infravermelho próximo tem monitorado a região central de nossa galáxia com o telescópio Vista, instalado no Chile e operado pelo Observatório Europeu do Sul (ESO). Os resultados preliminares dessa iniciativa corroboram aparentemente a hipótese da existência de uma estrutura em X no coração da Via Láctea, segundo Saito.
Desde meados dos anos 1990, os astrofísicos desconfiam de que a Via Láctea, como dois terços das galáxias espirais, apresenta uma barra em seu bojo, cuja extensão total deve equivaler a algo entre 15% e 20% do diâmetro da galáxia. Na década passada, a suspeita se tornou uma certeza e hoje as discussões giram em torno das características dessas barras. Se as conclusões do estudo estiverem corretas, o bojo da Via Láctea não é o primeiro a esconder duas barras de estrelas brilhantes na forma de um X. As NGC 128, 3625, 4469 e 4710 são exemplos de galáxias cuja região central também pode ser assim.

O problema é que, por estarmos dentro do objeto a ser observado, algumas características da Via Láctea são mais difíceis de serem flagradas do que as propriedades de galáxias vizinhas. Para tornar as coisas ainda mais difíceis, nosso ângulo de visão da Via Láctea não é dos melhores. Outro empecilho é a existência de grãos de poeira em meio aos gases que formam o espaço entre as estrelas. Essas finas partículas absorvem e espalham as radiações emitidas pelos astros em diversos comprimentos de onda, principalmente no da luz visível e ultravioleta, e criam um fenômeno conhecido como extinção. Certas regiões da galáxia, como o bojo, acabam então se tornando virtualmente inacessíveis aos telescópios ópticos. As observações feitas no infravermelho sofrem menos interferências da poeira interestelar. Por isso são muito usadas em trabalhos sobre a Via Láctea.

Não há consenso sobre a natureza do bojo da Via Láctea entre os especialistas que estudam a estrutura da galáxia. Jacques Lépine, do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP), é cético com relação à possibilidade de haver um X no centro de Via Láctea. Prefere acreditar que dificuldades em corrigir a interferência do fenômeno da extinção no trabalho de Saito poderiam explicar o X da questão. “A dinâmica caótica das estrelas velhas (amareladas) que constituem o bojo não permitiria que tal estrutura sobrevivesse”, afirma Lépine. “Em outras galáxias, em que é mais fácil visualizar o bojo, vemos no máximo uma estrutura num formato de caixa.”

Para Lépine, a Via Láctea tem apenas uma barra, que se encontra quase alinhada com o centro da galáxia e o Sol.
Seu colega no IAG-USP, Augusto Damineli, tem uma opinião diferente. “O X no bojo da Via Láctea parece ser um resultado bem robusto, embora o mapeamento da galáxia precise ser refinado”, diz ele. “Outras galaxias têm uma estrutura desse tipo, que aparece nos trabalhos científicos como resultado de simulações numéricas.” Não há uma explicação simples para a existência de bojos com formato em X, segundo Damineli. Se o centro da Via Láctea abrigar mesmo uma estrutura formada por duas barras que se cruzam e criam uma concentração de estrelas com contornos semelhantes à letra do alfabeto, o uso do próprio termo bojo, que remete automaticamente a formas arredondadas, pode se tornar inadequado para descrever a região central de algumas galáxias.

Fonte: FAPESP e The Astronomical Journal

Corpo celeste mais frio já fotografado

Astrônomos fotografaram diretamente uma estrela anã-marrom e sua companheira - algo entre um exoplaneta e uma estrela morta - que tem uma temperatura similar à de um deserto na Terra.

© Janella Williams (ilustração de anã-marrom e sua companheira)

"Este companheiro tipo planetário é o objeto mais frio já fotografado diretamente fora do nosso Sistema Solar," garante Kevin Luhman, da Universidade da Pensilvânia, nos Estados Unidos.

Os cientistas ainda discutem se podem catalogar o objeto celeste como um exoplaneta.

"Sua massa é semelhante à de muitos planetas extrassolares – cerca de sete vezes a massa de Júpiter - mas, em outros aspectos, ele é mais parecido com uma estrela," diz Luhman.

Em tese, o corpo celeste seria uma pequena estrela extremamente fria.

Há poucos meses, astrônomos identificaram as estrelas mais frias do Universo, mas elas não foram fotografadas diretamente, como agora.

A estrela é chamada WD 0806-661 B tem uma temperatura de aproximadamente 300 a 343 kelvin, e está orbitando sua companheira também muito fria para uma estrela, uma anã-marrom, o núcleo colapsado de uma estrela que está morrendo.

Fonte: The Astrophysical Journal