NGC 7023: A Nebulosa da Íris

Estas nuvens de poeira e gás interestelar desabrocharam a 1.300 anos luz de distância nos campos férteis de estrelas na constelação de Cepheus.

© Jimmy Walker (NGC 7023)

Embora às vezes chamada de Nebulosa da Íris, NGC 7023 não é a única nebulosa no céu que evoca a figura de uma flor. Ainda assim, esta visão telescópica profunda mostra a variedade de cores e simetrias da Nebulosa da Íris em detalhes impressionantes.

Em seu interior o material nebular empoeirado rodeia uma estrela jovem e quente. A cor dominante da brilhante nebulosa de reflexão é azul, característica dos grãos de poeira que refletem a luz das estrelas. Os filamentos centrais das nuvens de poeira brilham com uma fotoluminescência avermelhada porque alguns grãos de poeira convertem efetivamente a radiação ultravioleta invisível da estrela em luz vermelha visível.

Observações em infravermelho indicam que essa nebulosa  pode conter moléculas complexas de carbono conhecidas como Hidrocarbonetos Aromáticos Policíclicos (PAHs). As belas pétalas azuis da Nebulosa da Iris se estendem por cerca de seis anos-luz.

Fonte: NASA

ALMA descobre estrela dupla com estranhos discos protoplanetários

Astrônomos descobriram, com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), um par de discos de gás muito desalinhados formando planetas em torno de ambas as estrelas jovens do sistema binário HK Tauri.

© R. Hurt (ilustração dos discos em torno das jovens estrelas HK Tauri A e B)

Estas novas observações ALMA deram-nos a imagem mais nítida de discos protoplanetários numa estrela dupla. Este novo resultado ajuda também a explicar por que é que tantos exoplanetas, contrariamente aos planetas do Sistema Solar, têm estranhas órbitas excêntricas ou inclinadas.

Contrariamente ao nosso Sol solitário, a maioria das estrelas formam-se em pares, duas estrelas que orbitam em torno uma da outra. As estrelas binárias são muito comuns, mas colocam-nos uma série de questões, incluindo como e onde é que os planetas se formam nestes meios tão complexos.
“O ALMA forneceu-nos a melhor imagem obtida até agora de um sistema binário com discos protoplanetários, e descobrimos que os discos estão mutuamente desalinhados!” disse Eric Jensen, astrônomo no Swarthmore College, Pennsylvania, EUA.
As duas estrelas do sistema HK Tauri, que se localizam a cerca de 4.500 anos-luz de distância da Terra na constelação do Touro, têm menos de cinco milhões de anos de idade e estão separadas de cerca de 58 bilhões de quilômetros, o que corresponde a 13 vezes a distância entre Netuno e o Sol.

© Davide De Martin (imagem de grande angular de parte da região de formação estelar do Touro)

A estrela mais tênue, HK Tauri B, encontra-se rodeada por um disco protoplanetário visto de lado, que bloqueia a luz emitida pela estrela. Uma vez que a radiação estelar se encontra bloqueada é possível facilmente obter uma boa imagem do disco observando na luz visível ou nos comprimentos de onda do infravermelho próximo.
A estrela companheira, HK Tauri A, também possui um disco, mas neste caso, o disco não bloqueia a radiação estelar. Consequentemente, o disco não pode ser observado na luz visível já que o seu brilho tênue desaparece no brilho intenso da estrela. No entanto, o disco brilha intensamente nos comprimentos de onda do milímetro, os quais são facilmente detectados pelo ALMA.
Com o auxílio do ALMA, a equipe conseguiu não apenas observar o disco em torno da HK Tauri A, mas pode também, e pela primeira vez, medir a sua rotação. Esta imagem permitiu inferir que os dois discos estão desalinhados de, pelo menos, 60 graus. Ao seja, ao invés de estarem no mesmo plano das órbitas das duas estrelas, pelo menos um dos discos encontra-se desalinhado de modo significativo.
“Este desalinhamento bastante claro deu-nos uma visão interessante deste sistema binário jovem,” disse Rachel Akeson do Exoplanet Science Institute da NASA, no California Institute of Technology, EUA. “Embora existam observações anteriores que indicam que este tipo de sistemas desalinhados existem, as novas observações efetuadas pelo ALMA do HK Tauri mostram de forma muito mais clara o que realmente se passa num destes sistemas”.
As estrelas e planetas formam-se a partir de vastas nuvens de gás e poeira. À medida que o material nestas nuvens se contrai sob o efeito da gravidade, a nuvem começa a rodar até que a maioria do gás e da poeira se encontra num disco protoplanetário aplanado que gira em torno da protoestrela central em formação.
No entanto, no caso de sistemas binários como o HK Tauri, este processo é muito mais complexo. Quando as órbitas das estrelas e dos discos protoplanetários não se encontram aproximadamente no mesmo plano, qualquer planeta que se forme acabará em órbitas altamente excêntricas e inclinadas. Se as duas estrelas e os seus respetivos discos não se encontrarem todos no mesmo plano, a atração gravitacional de uma das estrelas perturbará o outro disco, fazendo com que este oscile ou sofra  precessão, e vice versa. Um planeta que esteja se formando num destes discos será também perturbado pela outra estrela, que inclinará ou deformará a sua órbita.
“Os nossos resultados mostram que existem as condições necessárias para modificar as órbitas planetárias e que estas condições estão presentes no momento da formação do planeta, aparentemente devido ao processo de formação de um sistema binário de estrelas,” disse Jensen. “Não podemos pôr de lado outras teorias, mas podemos certamente dizer que uma segunda estrela resolve esta questão.”
Uma vez que o ALMA pode observar os discos protoplanetários de gás e poeira, invisíveis de outro modo, o telescópio deu-nos a oportunidade de ver este sistema binário jovem como nunca tinha sido possível até agora. “Uma vez que estamos observando as fases iniciais de formação com os discos protoplanetários ainda existentes, podemos ver melhor como a matéria se orienta,” explica Akeson.
Num futuro próximo, os pesquisadores pretendem determinar se este tipo de sistema é ou não típico. A equipe está consciente que este é um caso individual notável, no entanto são necessários rastreios adicionais para determinar se este tipo de desalinhamento é comum na nossa galáxia, a Via Láctea.
Jensen conclui: “Apesar deste mecanismo ser um enorme passo em frente, não consegue no entanto explicar todas as estranhas órbitas dos planetas extrasolares, pelo simples fato de não existirem companheiras binárias suficientes para que esta seja uma resposta única. Por isso, temos ainda mistérios interessantes por resolver!”

Os resultados serão publicados amanhã (31 de julho de 2014) na revista Nature.

Fonte: ESO

Mapeando a matéria escura a 4,5 bilhões anos-luz de distância

Com o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, uma equipe internacional de astrônomos mapeou, com uma precisão sem precedentes, a massa dentro de um aglomerado de galáxias.

© Hubble/Chandra (mapa da massa do aglomerado de galáxias MCS J0416.1-2403)

A imagem mostra o aglomerado galáctico MCS J0416.1–2403, sendo em azul o mapa de massa criado usando novas observações do Hubble combinadas com o poder de ampliação de um processo conhecido como lente gravitacional. Em vermelho, está o gás quente detectado pelo observatório de raios X Chandra da NASA e mostra a localização do gás no aglomerado. A matéria vista em azul está separada das áreas vermelhas detectadas pelo Chandra e consiste do que é conhecido como matéria escura, que pode apenas ser detectada através do efeito de lente gravitacional.

Criado usando observações do programa Frontier Fields do Hubble, o mapa mostra a quantidade e distribuição de massa dentro do MCS J0416.1-2403, um enorme aglomerado de galáxias com cerca de 160 biliões de vezes a massa do Sol.

O detalhe neste mapa da massa foi possível graças à profundidade sem precedentes dos dados recolhidos pelo Hubble e a ao fenômeno cósmico da lente gravitacional forte.

A medição da quantidade e distribuição da massa dentro de objetos distantes no Universo pode ser muito difícil. Um truque usado regularmente pelos astrônomos é explorar os conteúdos de grandes aglomerados de galáxias estudando os efeitos gravitacionais que têm sobre a luz de objetos ainda mais distantes. Este é um dos objetivos principais do Frontier Fields do Hubble, um ambicioso programa de observação que analisa seis aglomerados galácticos diferentes, incluindo o MCS J0416.1-2403.

Cerca de 75% de toda a matéria no Universo é a chamada "matéria escura", que não pode ser vista diretamente, uma vez que não emite nem reflete luz e pode passar por outra matéria sem colisões. Ela interage apenas pela força da gravidade e a sua presença tem que ser deduzida a partir dos seus efeitos gravitacionais.

© Hubble (lente gravitacional no aglomerado de galáxias MCS J0416.1-2403)

Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra o aglomerado galáctico MCS J0416.1-2403, onde estão em vermelho as galáxias atingidas pelo efeito de lente gravitacional usadas no estudo.

Um destes efeitos foi previsto pela teoria geral da relatividade de Einstein e observa grandes aglomerados de massa no Universo que curvam e distorcem o espaço-tempo em seu redor. Agindo como lentes, parecem ampliar e dobrar a luz que viaja através deles a partir de objetos mais distantes. Esta é uma das poucas técnicas que podem ser usadas para estudar a matéria escura.

Apesar das suas grandes massas, o efeito dos aglomerados galácticos nos seus arredores é geralmente mínimo. Na maioria, provocam o que se chama de lente fraca, fazendo com que fontes mais distantes pareçam apenas ligeiramente mais elípticas ou manchadas no céu. No entanto, quando o aglomerado é suficientemente grande e denso e o alinhamento entre o aglomerado e o objeto distante é ideal, os efeitos podem ser mais dramáticos. As imagens das galáxias normais podem ser transformadas em anéis e grandes arcos de luz, aparecendo até várias vezes na mesma imagem. Este efeito é conhecido como lente gravitacional forte e é este fenômeno, visto em torno dos seis aglomerados galácticos do programa Frontier Fields, que tem sido usado para mapear a distribuição de massa do MCS J0416.1-2403, utilizando os novos dados do Hubble.

A equipe desta pesquisa é liderada pela Dra. Mathilde Jauzac da Universidade de Durham no Reino Unido e pela Unidade de Pesquisa em Astrofísica e Cosmologia da África do Sul.

"A profundidade dos dados permite-nos ver objetos muito tênues e identificar, mais do que nunca, galáxias fortemente atingidas pelo fenômeno de lente gravitacional," explica a Dra. Jauzac, autora principal do novo artigo.

"Apesar das lentes fortes ampliarem as galáxias de fundo, elas estão ainda muito distantes e são muito fracas. A profundidade destes dados significa que podemos identificar galáxias de fundo incrivelmente distantes. Conhecemos agora mais de quatro vezes mais exemplos de galáxias fortemente atingidas pelo fenômeno de lente gravitacional no aglomerado."

Utilizando o instrumento ACS (Advanced Camera for Surveys) do Hubble, os astrônomos identificaram 51 novas galáxias multiplicadas em todo o aglomerado, quadruplicando o número determinado em estudos anteriores e elevando o número de galáxias atingidas pelo fenômeno de lente gravitacional até 68. Tendo em conta que estas galáxias são vistas várias vezes, isto equivale a quase 200 imagens individuais fortemente atingidas por lentes gravitacionais. Este efeito permitiu a Jauzac e à sua equipe calcularem a distribuição de matéria visível e escura no aglomerado e a produzirem um mapa da sua massa.

"Há mais de vinte anos que sabemos como construir um mapa de um aglomerado usando lentes gravitacionais, mas precisamos de tempo para possuirmos telescópios que possam fazer observações suficientemente profundas e nítidas, e para os nossos modelos se tornarem suficientemente sofisticados para mapearmos, com tantos detalhes, um sistema tão complicado como o MCS J0416.1-2403," comenta Jean-Paul Kneib, membro da equipe.

Ao estudar 57 das galáxias mais confiáveis e claramente distorcidas foi possível modelar a massa da matéria normal e escura dentro do MCS J0416.1-2403. "O nosso mapa tem o dobro da qualidade dos modelos anteriores deste aglomerado!" acrescenta Jauzac.

Determinou-se que a massa total do aglomerado MCS J0416.1-2403, com um diâmetro modelado de mais de 650.000 anos-luz, equivale a 160 biliões de vezes a massa do Sol. Com uma incerteza de 0,5%, esta medição é a mais precisa alguma vez produzida para um aglomerado galáctico. Ao identificar precisamente onde a massa reside dentro de grupos como este também possibilita medir a curvatura do espaço-tempo com grande precisão.

As observações e técnicas de lentes gravitacionais do Frontier Fields abriram uma maneira de caracterizar estes objetos com muita precisão; neste caso, um aglomerado tão distante que a sua luz levou 4,5 bilhões de anos até chegar aqui," acrescenta Jean-Paul Kneib.

Porém, para obter uma imagem completa da massa é necessário também incluir medições de lentes fracas. Embora apenas forneça uma estimativa aproximada da massa do núcleo interior do aglomerado, as lentes fracas fornece informações valiosas acerca da massa que rodeia o núcleo do aglomerado.

A equipe vai continuar estudando o aglomerado com imagens extremamente profundas do Hubble e informações detalhadas de lentes fortes e fracas, com o objetivo de mapear as regiões exteriores do aglomerado bem como do seu núcleo interior, e assim será capaz de detectar subestruturas nos seus arredores. Vão também usar medições em raios X de gás quente pelo Chandra e redshifts espectroscópicos feitos a partir de observatórios terrestres para mapear o conteúdo do aglomerado, avaliando a respectiva contribuição da matéria escura, do gás e das estrelas.

A combinação destas fontes de dados vai aumentar ainda mais os detalhes deste mapa de distribuição de massa, mostrando-o em 3D e incluindo as velocidades relativas das suas galáxias. Isto abre o caminho para a compreensão da história e evolução deste aglomerado galáctico.

Os resultados do estudo foram publicados no Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: ESA

A Nebulosa da Cabeça de Cavalo do azul ao infravermelho

Uma das nebulosas mais fáceis de se identificar no céu, a Nebulosa da Cabeça de Cavalo em Orion, é parte de uma grande e escura nuvem molecular.

© Hubble/Aldo Mottino e Carlos Colazo (Nebulosa da Cabeça de Cavalo)

Também conhecida como Barnard 33, a sua forma incomum foi descoberta pela primeira vez numa chapa fotográfica dos anos 1800. O brilho avermelhado se origina do gás hidrogênio predominante por trás da nebulosa, que é ionizado pela estrela Sigma Orionis. A escuridão da Cabeça de Cavalo é causada pela poeira espessa, embora a parte mais inferior do pescoço da Cabeça do Cavalo gera uma sombra para a esquerda. Correntes de gás deixando a nebulosa são afuniladas por um forte campo magnético. Pontos brilhantes na base da Cabeça do Cavalo são estrelas jovens ainda em seu processo de formação. A luz leva cerca de 1500 anos para sair da Nebulosa da Cabeça do Cavalo e nos atingir aqui na Terra. A imagem acima é uma combinação digital de imagens feitas em nas luzes azul, verde, vermelho e hidrogênio-alfa a partir da Argentina e uma imagem feita na luz infravermelha pelo Telescópio Espacial Hubble.

Fonte: NASA

O campo extenso em torno da estrela Rho Ophiuchi

As nuvens que cercam o sistema da estrela Rho Ophiuchi compõe uma das regiões mais próximas da estrela em formação.

© Rogelio Bernal Andreo (Rho Ophiuchi)

A Rho Ophiuchi é um sistema estelar binário visível na região iluminada e colorida do lado direito da imagem. O sistema de estrelas, localizado a apenas 400 anos-luz de distância, se distingue por seus arredores coloridos, que incluem uma nebulosa de emissão vermelha e inúmeras faixas de poeira marrom claro e escuro. Perto do canto superior direito do sistema da nuvem molecular Rho Ophiuchi está a estrela amarela Antares, enquanto um aglomerado globular de estrelas (M4) distante, mas coincidentemente sobreposto, é visível entre Antares e a nebulosa de emissão vermelha. Perto do fundo da imagem reside IC 4592, a nebulosa Cabeça de Cavalo Azul. O brilho azul que envolve o olho da Cabeça de Cavalo Azul, e outras estrelas em torno da imagem, é uma nebulosa de reflexão composto por poeira fina. À esquerda da imagem acima está uma nebulosa de reflexão geometricamente angular catalogada como Sharpless 1. Neste loval a estrela brilhante perto do vórtice de poeira cria a luz da nebulosa de reflexão envolvente. Embora a maioria dessas características são visíveis através de um pequeno telescópio apontado para as constelações de Ophiuchus, Scorpius e Sagitário, a única maneira de ver os intrincados detalhes dos redemoinhos de poeira é a utilização de uma câmera de longa exposição.

Fonte: NASA

Uma ilha empoeirada no Universo

A NGC 253 é uma das galáxias espirais mais brilhantes que podem ser observadas, e também uma das mais empoeiradas.

© László Francsics (NGC 253)

Alguns a chamam de Galáxia do Dólar Prateado, devido à sua aparência em pequenos telescópios, ou apenas Galáxia do Escultor, devido à sua localização dentro das fronteiras da constelação do hemisfério sul do Escultor. Observada pela primeira vez em 1783 pela astrônoma e matemática Caroline Herschel, a ilha empoeirada do Universo localiza-se a cerca de meros 10 milhões de anos-luz de distância da Terra. Com cerca de 70 mil anos-luz de diâmetro, a NGC 253 é o maior membro do Grupo de Galáxias do Escultor, o grupo de galáxias mais próximo do nosso Grupo Local de Galáxias. Em conjunto com suas linhas espirais de poeira, filamentos de poeira parecem nascer do centro galáctico com jovens aglomerados de estrelas e regiões de formação de estrelas que podem ser vistos com clareza nessa bela imagem colorida e nítida da galáxia. O alto conteúdo de poeira acompanha o frenético ritmo de formação de estrelas, levando a NGC 253 ser considerada uma galáxia de explosão de estrelas. A NGC 253 é também conhecida por ser uma forte fonte de raios X e raios gama de alta energia, muito provavelmente devido ao passivo buraco negro existente próximo do centro da galáxia.

Fonte: NASA

Descobertos três exoplanetas surpreendentemente secos

Astrônomos, usando o telescópio espacial Hubble da NASA, procuraram vapor de água nas atmosferas de três planetas em órbita de estrelas parecidas com o Sol, e descobriram que eram quase secos.

© NASA (ilustração do exoplaneta gigante HD 209458b)

Os três exoplanetas, conhecidos como HD 189733b, HD 209458b e WASP-12b, estão entre 60 e 900 anos-luz de distância da Terra e pensa-se serem candidatos ideais para detectar vapor de água nas suas atmosferas devido às suas altas temperaturas onde a água se transforma em vapor mensurável.

Estes chamados "Júpiteres quentes" estão tão perto das suas estrelas que têm temperaturas entre os 800 e 2.200 graus Celsius. No entanto, descobriu-se que têm apenas entre um décimo e um milésimo da quantidade de água prevista pelas teorias de formação planetária.

"A nossa medição de água num dos planetas, HD 209458b, é a medição mais precisa de qualquer composto químico num planeta açém do nosso Sistema Solar, e podemos agora dizer, com muito mais certeza que nunca, que encontramos água num exoplaneta," afirma Nikku Madhusudhan do Instituto de Astronomia da Universidade de Cambridge, Inglaterra. "No entanto, a baixa abundância que encontramos até agora é surpreendente."

Madhusudhan, que liderou a pesquisa, disse que esta descoberta representa um grande desafio para a teoria exoplanetária. "Basicamente abre inúmeros problemas na formação planetária. Nós esperavamos que todos estes planetas tivessem muita água. Temos que rever os modelos de formação e migração dos planetas gigantes, especialmente dos 'Júpiteres quentes', e investigar como são formados."

Ele enfatiza que estes resultados podem ter implicações importantes para a busca de água em exoplanetas potencialmente habitáveis do tamanho da Terra. Os instrumentos dos futuros telescópios espaciais poderão ter que ser desenhados com uma maior sensibilidade caso os alvos planetários sejam mais secos do que o previsto. "Devemos estar preparados para abundâncias de água muito mais baixas do que o previsto quando olharmos para as super-Terras (planetas rochosos com várias vezes a massa da Terra)," comenta Madhusudhan.

Usando espectros próximo do infravermelho para os planetas observados com o Hubble, Madhusudhan e colaboradores estimaram a quantidade de vapor de água, em cada uma das atmosferas planetárias, que explica os dados.

Os três planetas foram seleccionados porque orbitam estrelas relativamente brilhantes que fornecem radiação suficiente para a captação de um espectro infravermelho. As características de absorção do vapor de água na atmosfera do planeta são detectáveis porque são sobrepostas sobre a pequena quantidade de luz estelar que é refletida pela atmosfera do planeta.

A detecção de água é quase impossível para planetas em trânsito a partir da Terra porque a nossa atmosfera contém uma grande quantidade de água, o que contamina a observação. "Nós realmente precisamos do Hubble para fazer as observações," afirma Nicolas Crouzet do Instituto Dunlap da Universidade de Toronto e co-autor do estudo.

A teoria atualmente aceita para a formação dos planetas gigantes no nosso Sistema Solar, conhecida como acreção, afirma que um planeta é formado em torno de uma estrela jovem num disco protoplanetário constituído principalmente por hidrogênio, hélio e partículas de gelos e poeiras compostas por outros elementos químicos. As partículas de poeira aderem umas às outras, eventualmente formando grãos cada vez maiores. As forças gravitacionais do disco atraem estes grãos e partículas maiores até que é formado um núcleo sólido. Isto leva então à acreção de ambos os sólidos e gases para, eventualmente, formar um planeta gigante.

Esta teoria prevê que as proporções dos diferentes elementos no planeta são melhorados relativamente às da sua estrela, especialmente o oxigênio, que é suposto ser o mais melhorado. Assim que o planeta gigante se forma, espera-se que o seu oxigênio atmosférico seja largamente englobado dentro de moléculas de água. Os níveis muito baixos de vapor de água encontrados neste estudo levantam uma série de perguntas sobre os ingredientes que levam à formação de planetas.

"Existem tantas coisas que ainda não sabemos sobre os exoplanetas, e por isto abre um novo capítulo na compreensão de como os planetas e sistemas solares se formam," afirma Drake Deming da Universidade de Maryland, que liderou um dos estudos percursores. "O problema é que estamos supondo que a água é tão abundante nos outros sistemas como no nosso. O que o nosso estudo nos mostra é que as características da água podem ser muito mais fracas do que as nossas expectativas."

Os resultados foram publicados ontem na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Um pulsar metamórfico

No final de Junho de 2013, um binário excepcional contendo uma estrela de nêutrons veloz e girante sofreu uma mudança dramática de comportamento, mudança esta nunca antes observada.

© Goddard Space Flight Center (ilustração de um modelo do pulsar J1023)

As imagens mostram um modelo do pulsar J1023 antes (topo) e depois (baixo) do seu feixe rádio (verde) ter desvanecido. Normalmente, o vento do pulsar repele a corrente de gás da companheira. Quando a corrente se sobrepõe, forma-se um disco de acreção e os jatos de raios gama (magenta) obscurecem o feixe de rádio.

De acordo com o telescópio espacial Fermi da NASA, o "farol" de rádio do pulsar desapareceu e, ao mesmo tempo, o sistema aumentou cinco vezes de brilho em raios gama, a forma mais poderosa de radiação electromagnética.

"É quase como se alguém tivesse carregado num botão, transformando o sistema de um estado de baixa energia para um de maior energia," afirma Benjamin Stappers, astrofísico da Universidade de Manchester, Inglaterra, que liderou o esforço internacional com o objetivo de compreender esta impressionante transformação. "A mudança parece refletir uma interação errática entre o pulsar e a sua companheira, o que nos dá uma oportunidade para explorar uma fase de transição rara na vida deste binário."

Um sistema binário é composto por duas estrelas que orbitam em torno do seu centro de massa comum. Este sistema em particular, conhecido como AY Sextantis, está localizado a cerca de 4.000 anos-luz na direção da constelação de Sextante. O par é constituído por um pulsar de 1,7 milissegundos, chamado PSR J1023+0038 (J1023) e por uma estrela que contém aproximadamente 1/5 da massa do Sol. As estrelas completam uma órbita em apenas 4,8 horas, o que as coloca tão próximas que o pulsar está gradualmente evaporando a sua companheira.

Quando uma estrela maciça colapsa e explode como supernova, o seu núcleo esmagado pode sobreviver como um remanescente compacto chamado estrela de nêutrons ou pulsar, um objeto que comprimi mais massa que o Sol numa esfera não muito maior que uma grande cidade. Estrelas de nêutrons jovens e isoladas giram dezenas de vezes por segundo e geram feixes de rádio, luz visível, raios X e raios gama que são observados como pulsos sempre que estes feixes ficam apontados para a Terra. Os pulsares também criam fluxos poderosos de partículas altamente energéticas que se movimentam quase à velocidade da luz. Todo este poder vem do campo magnético do pulsar, que gira muito rapidamente. Com o passar do tempo, à medida que os pulsares se "acalmam", estas emissões desvanecem.

Há mais de 30 anos atrás, os astrônomos descobriram outro tipo de pulsar, que roda em 10 milissegundos ou menos, atingindo velocidades de rotação até 716,67 Hz (43.000 rpm). Enquanto os pulsares jovens normalmente aparecem isolados, mais de metade dos pulsares de milissegundo são encontrados em sistemas binários, o que sugere uma explicação para a sua rápida rotação.

"Os astrônomos já suspeitavam que os pulsares de milissegundo eram alimentados pela transferência e acumulação de matéria das suas estrelas companheiras, por isso muitas vezes são chamados de pulsares reciclados," explica Anne Archibald, pesquisadora pós-doutorada do Instituto Holandês de Radioastronomia (ASTRON) em Dwingeloo, que descobriu o J1023 em 2007.

Durante a fase inicial de transferência de massa, o sistema poderia ser considerado um binário de raios X com baixa massa, em que uma estrela de nêutrons mais lenta emite pulsos de raios X à medida que o gás quente se desloca para a sua superfície. Bilhões de anos mais tarde, quando o fluxo de matéria chega ao fim, o sistema seria classificado como um pulsar de milissegundo acelerado e com emissões de rádio alimentadas por um campo magnético de rápida rotação.

Para melhor compreender a rotação e evolução orbital do J1023, o sistema tem sido monitorado regularmente no rádio, usando o telescópio Lovell no Reino Unido e o WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope) na Holanda. Estas observações revelaram que o sinal de rádio do pulsar foi desligado e isso desencadeou a busca por uma mudança associada nas suas propriedades de raios gama.

Poucos meses antes, foi descoberto um sistema muito mais distante que alternava entre os estados de rádio e raios X num espaço de semanas. Localizado no M28, um aglomerado globular a cerca de 19.000 anos-luz de distância, um pulsar conhecido como PSR J1824-2452I sofreu uma erupção de raios X em Março e Abril de 2013. À medida que as emissões de raios X desvaneciam no início de Maio, emergia o feixe de rádio do pulsar.

Apesar do J1023 ter alcançado energias muito mais altas e estar consideravelmente mais perto, ambos os binários são muito parecidos. O que está acontecendo são os últimos suspiros caóticos dos processos de rotação destes pulsares.

No pulsar J1023, as estrelas estão muito mais próximas uma da outra, assim que uma corrente de gás flui da estrela companheira para o pulsar. A rápida rotação do pulsar e o seu intenso campo magnético são os responsáveis tanto do feixe de rádio como do poderoso vento do pulsar. Quando o feixe de rádio é detectável, o vento do pulsar retém a corrente de gás da companheira, impedindo-a de se aproximar. Mas de vez em quando a corrente ganha, aproximando-se do pulsar e estabelecendo um disco de acreção.

O gás no disco torna-se comprimido e quente, atingindo temperaturas suficientemente altas para emitir raios X. Em seguida, o material ao longo da orla interior do disco perde energia rapidamente e cai em direção ao pulsar. Quando atinge uma altitude de aproximadamente 80 km, os processos que envolvem a criação do feixe de rádio ou são desligados ou, mais provavelmente, obscurecidos.

A borda interna do disco provavelmente flutua consideravelmente a esta altitude. Certas partes podem acelerar para fora quase à velocidade da luz, formando jatos duplos de partículas disparados em direções opostas, um fenômeno mais tipicamente associado com a acreção de buracos negros. As ondas de choque dentro e ao longo da periferia destes jatos são provavelmente a fonte da brilhante emissão de raios gama detectada pelo Fermi.

A equipe relata que o J1023 é o primeiro exemplo, já observado, de um binário de raios gama de baixa massa, compacto e transeunte. Os pesquisadores esperam que o sistema sirva como um laboratório único para a compreensão de como os pulsares de milissegundo se formam e para estudar os detalhes de como a acreção ocorre em estrelas de nêutrons.

"Até agora, o Fermi aumentou o número de pulsares de raios gama conhecidos por cerca de 20 vezes e duplicou o número de pulsares de milissegundo dentro da nossa Galáxia," afirma Julie McEnery, cientista do projeto para a missão, do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt (EUA). "O Fermi continua sendo um motor incrível de descobertas de pulsares."

Os resultados foram publicados na edição de 20 de Julho da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Vida e morte de estrelas irmãs

Nesta nova imagem obtida pelo instrumento Wide Field Imager (WFI) instalado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla, no norte do Chile, estrelas jovens agrupam-se sobre um fundo de nuvens de gás resplandecente e zonas de poeira.

© ESO (NGC 3293)

Este aglomerado estelar, conhecido por NGC 3293, era apenas uma nuvem de gás e poeira há cerca de dez milhões de anos atrás, mas à medida que as estrelas se começaram a formar transformou-se no brilhante grupo de estrelas que aqui vemos. Enxames como este são laboratórios celestes que permitem aos astrônomos aprender mais sobre o processo de evolução das estrelas.

Este bonito aglomerado estelar situa-se a cerca de 8.000 anos-luz da Terra na constelação Carina (A Quilha). Este aglomerado foi observado pela primeira vez pelo astrônomo francês Nicolas-Louis de Lacaille em 1751, durante uma estadia ao que é agora a África do Sul, com o auxílio de um pequeno telescópio com uma abertura de apenas 12 milímetros. É um dos aglomerados mais brilhantes do hemisfério sul e pode ser facilmente visto a olho nu numa noite escura e límpida.
Os aglomerados estelares como o NGC 3293 contêm estrelas que se formaram todas ao mesmo tempo, situadas à mesma distância da Terra, da mesma nuvem de gás e poeira, o que lhes dá a mesma composição química. Consequentemente, este tipo de aglomerado é ideal para testar teorias de evolução estelar.
A maioria das estrelas que aqui vemos são muito jovens e o aglomerado propriamente dito tem menos de 10 milhões de anos, um jovem astro à escala cósmica se considerarmos que o Sol tem 4,6 bilhões de anos e ainda está a meio da sua vida. Existem muitas estrelas jovens azuis e brilhantes em aglomerados abertos como o NGC 3293, por exemplo no mais famoso aglomerado da Caixa de Jóias, ou NGC 4755.

© ESO (NGC 4755)

Estes aglomerados estelares formam-se a partir de uma enorme nuvem de gás molecular e as estrelas mantêm-se juntas pela ação das forças gravitacionais mútuas. No entanto, estas forças não são suficientes para manter o aglomerado coeso face ao encontro com outros aglomerados e nuvens de gás, à medida que o gás e poeira do aglomerado se dissipam. É por isso que os aglomerados abertos duram apenas algumas centenas de milhões de anos, ao contrário dos seus vizinhos maiores, os aglomerados globulares, que sobrevivem durante bilhões de anos e agrupam muito mais estrelas.
Apesar de algumas evidências que sugerem que a formação estelar ainda está ocorrendo no aglomerado NGC 3293, pensa-se que a maioria, senão todas, as cerca de cinquenta estrelas deste aglomerado nasceram de um único evento. Mas embora estas estrelas tenham todas a mesma idade, não têm no entanto todas a mesma aparência caraterística de uma estrela recém formada; algumas parecem claramente velhas, o que fornece a possibilidade de estudar como e por que é que as estrelas evoluem a velocidades diferentes.
Um exemplo disto é a estrela brilhante cor de laranja situada embaixo à direita no aglomerado. Esta estrela enorme, uma gigante vermelha, terá nascido como uma das maiores e mais luminosas estrelas da sua ninhada, no entanto as estrelas brilhantes queimam o seu material muito depressa. Enquanto a estrela consome todo o material no seu núcleo, a sua dinâmica interna muda e a estrela começa a expandir-se e a arrefecer, transformando-se assim na gigante vermelha que observamos atualmente. Enquanto as gigantes vermelhas se aproximam do final das suas vidas, as suas irmãs mais pequenas estão ainda na fase conhecida como pré-sequência principal, o período que antecede o longo período estável que se situa no meio da vida de uma estrela. Vemos estas estrelas no pico da sua vida como estrelas brancas quentes e brilhantes, contra o fundo vermelho e poeirento.

Fonte: ESO

A nebulosa de reflexão em Ophiuchus

Por que essa imagem de um belo campo estelar no céu lembra uma pintura impressionista?

© Rolf Olsen (IC 4603)

O efeito é criado, não somente por efeitos digitais utilizados no processamento da imagem, mas também pela grande quantidade de poeira interestelar. A poeira, diminutas esferas, ricas em carbono e do tamanho das partículas emitidas na fumaça do cigarro, frequentemente se originam nas atmosferas externas das estrelas jovens, grandes e frias. A poeira é dispersada à medida que a estrela morre e cresce à medida que o conteúdo se comprime no meio interestelar. Nuvens densas de poeira são opacas à luz visível e podem esconder completamente estrelas que estejam num segundo plano. Para as nuvens menos densas, a capacidade da poeira refletir preferencialmente a luz azul das estrelas torna-se importante, florescendo efetivamente a luz das estrelas azuis para fora das nuvens e marcando a poeira que se encontra ao redor. Emissões nebulares de gases, normalmente mais brilhantes na luz vermelha, podem ser combinadas para formar áreas que criam uma verdadeira pintura no céu. A imagem acima mostra a parte central da nebulosa IC 4603, que circunda a brilhante estrela SAO 184376 (uma estrela de magnitude 8), que ilumina a maior parte da nebulosa de reflexão azul. A IC 4603 pode ser vista perto da brilhante estrela Antares (uma estrela de primeira magnitude), na direção da constelação de Ophiuchus.

Fonte: NASA

Descoberto exoplaneta em trânsito com o ano mais longo conhecido

Astrônomos descobriram um exoplaneta em trânsito com o ano mais longo conhecido.

© CfA/David A. Aguilar (ilustração do exoplaneta Kepler-421b)

O Kepler-421b orbita a sua estrela a cada 704 dias. Em comparação, Marte orbita o nosso Sol a cada 780 dias. A maioria dos mais de 1.800 planetas extrasolares descobertos até à data estão muito mais perto das suas estrelas e têm períodos orbitais muito mais curtos.

"A descoberta do Kepler-421b foi um golpe de sorte," afirma David Kipping, do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica (CfA), autor principal do artigo que relata o achado. "Quanto mais longe um planeta está da sua estrela, menor a probabilidade de passar à sua frente a partir do ponto de vista da Terra. Tem que estar precisamente alinhado."

O Kepler-421b orbita uma estrela laranja da classe K, mais fria e tênue que o nosso Sol, a uma distância de aproximadamente 177 milhões de quilômetros. Como resultado, este planeta com o tamanho de Urano tem uma temperatura gelada de -93 graus Celsius.

Como o nome implica, Kepler-421b foi descoberto usando dados do telescópio Kepler da NASA. O Kepler foi especialmente desenhado para fazer descobertas deste gênero. Estudou a mesma área do céu durante 4 anos, observando a diminuição de brilho de estrelas, diminuição esta que assinalava o trânsito de planetas. O Kepler detectou apenas dois trânsitos do Kepler-421b devido ao seu período orbital extremamente longo.

A órbita do planeta coloca-o para além da "linha de neve", a linha divisória entre os planetas rochosos e gasosos. Para fora da linha de neve, a água condensa em grãos de gelo que ficam juntos para construir planetas gigantes de gás.

"A linha de neve é uma distância crucial na teoria de formação planetária. Nós achamos que todos os gigantes de gás devem ter-se formado para além desta distância," explica Kipping.

Tendo em conta que os gigantes gasosos podem ser encontrados muito perto das suas estrelas, em órbitas de dias ou até mesmo horas, os teóricos acreditam que muitos exoplanetas migram para o interior algum tempo depois da sua formação. O Kepler-421b mostra que essa migração não é necessária. Pode ter-se formado exatamente onde o vemos agora.

"Este é o primeiro exemplo de um gigante gasoso potencialmente não-migratório, encontrado num sistema de trânsito," comenta Kipping.

A estrela hospedeira, Kepler-421, está localizada a cerca de 1.000 anos-luz da Terra na direção da constelação de Lira.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Mapa 3D da nebulosa de Eta Carinae

Um grupo de nove astrofísicos, sendo três deles brasileiros, produziu um mapa tridimensional da nebulosa de poeira que envolve a estrela Eta Carinae, uma das mais estudadas da Via Láctea.

© Hubble (Eta Carinae)

A nebulosa, conhecida como Homúnculo, foi criada por uma grande erupção na Eta Carinae em 1843 e vem se expandindo desde então. O Homúnculo tem a forma de dois lóbulos, constituídos de uma casca fina de poeira com cerca de 15 vezes a massa do Sol e 3 trilhões de quilômetros de extensão. O sistema binário de estrelas fica no encontro desses dois lóbulos.

Além da forma bipolar, já conhecida, o trabalho mostra uma série de protuberâncias (protrusions), depressões (trenches), buracos (holes) e desvio da simetria axial. Isto só foi conseguido até agora para raríssimos corpos celestes fora do Sistema Solar.

“É admirável que a nebulosa tenha guardado marcas tão claras da interação que teve o sistema binário, quando ela era um milésimo do tamanho atual”, explicou Augusto Damineli, professor do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG) da USP e um dos nove autores do artigo. Damineli estuda a Eta Carinae há mais de 20 anos e foi um dos primeiros a afirmar que ela se tratava, na verdade, de um sistema de duas estrelas. Também investigou o fenômeno de eclipse do sistema, que ocorre a cada cinco anos e produz efeito de “apagamento” na estrela de alta energia.

A Eta Carinae, (na constelação da Quilha, ou “Carina”, em latim), está a 7.500 anos-luz da Terra. A estrela é mais visível e observada a partir do Hemisfério Sul, mas ainda existe visibilidade em baixas latitudes no Hemisfério Norte. De tamanho muito grande (segundo a estimativa mais alta seu raio pode medir 0,9 unidades astronômicas), seu aspecto mais marcante é a variação de seu brilho em várias ordens de magnitude.

Trata-se de um marco técnico e o resultado é relevante para se estudar a dinâmica de formação dessa nebulosa. A maioria dessas estruturas está ligada diretamente ao sistema de estrelas duplas localizado no coração do Homúnculo. As marcas formam uma espécie de “impressão digital” do nascimento da nebulosa. A nuvem de gás e poeira, ao ser ejetada pela estrela principal do par binário, interagiu com o material que estava acumulado no plano orbital do sistema, deixando marcas nele.
Para realizar o mapeamento, foram utilizados dados obtidos com o espectrógrafo X-SHOOTER, montado no telescópio VLT do ESO. Os dados foram então tratados com o software SHAPE.

Com o mapa tridimensional, foi possível verificar que os dois lóbulos do Homúnculo não são idênticos e não estão perfeitamente alinhados. Encontrou-se, no entanto, um buraco principal polar em cada lóbulo, com alinhamento com o eixo orbital do sistema. Além disso, a depressão no lóbulo mais próximo à Terra é simétrica à depressão encontrada no lóbulo oposto. Outro detalhe descoberto no mapeamento foram protuberâncias saindo da região da “cintura” do Homúnculo. Cada lóbulo apresenta uma protuberância, como uma imagem espelhada da outra.

A pesquisa tem como primeiro autor Wolfgang Steffen, pesquisador da UNAM (México) e desenvolvedor do software SHAPE, utilizado na modelagem do Homúnculo. Mairan Teodoro, o segundo autor do artigo, é doutor em Astronomia pelo IAG-USP e está realizando seu pós-doutorado no Goddard Space Flight Center da NASA. O outro brasileiro que assina o trabalho é Jose Henrique Groh, também doutor em Astronomia pelo IAG e, atualmente, pesquisador no Observatório de Genebra, Suíça.

© Goddard Space Flight Center (modelo do objeto celeste obtido em impressora laser 3D)

O astrônomo Augusto Damineli disponibiliza uma página na internet com explicações detalhadas sobre o mapa 3D do Homúnculo e o artigo do trabalho.

O material está disponível em http://www.etacarinae.iag.usp.br/pressrelease.html. Nessa página também estão os links para que você possa baixar um arquivo e mandá-lo a uma impressora laser 3D (acrílico ou plástico), obtendo assim um modelo material desse objeto celeste.

O trabalho foi publicado em 8 de julho de 2014 no periódico científico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: IAG/USP

Ponte de estrelas jovens entre duas galáxias antigas

O telescópio espacial Hubble fotografou uma estrutura incomum no céu, com 100.000 anos-luz de comprimento, que se assemelha a um colar de pérolas.

© Hubble (SDSS J1531+3414)

A estrutura pode melhorar nosso conhecimento sobre a formação de superaglomerados estelares, que resultam da fusão de galáxias, bem como da dinâmica dos gases neste processo. “Ficamos surpresos ao encontrar esta morfologia deslumbrante. Já há muito tempo que o fenômeno é visto nos braços de galáxias espirais e em pontes entre galáxias que interagem. Entretanto, este arranjo em particular nunca foi visto antes em fusões de galáxias elípticas”, disse Grant Tremblay, do Observatório Europeu do Sul em Garching (Alemanha).

Os superaglomerados de estrelas jovens azuis são uniformemente espaçados ao longo de uma cadeia através das galáxias, a cada 3.000 anos-luz. Esses aglomerados de estrelas estão dentro de um par de galáxias elípticas, que por sua vez estão dentro de um aglomerado de galáxias denso conhecido como SDSS J1531+3414. A poderosa gravidade do aglomerado deforma as imagens de galáxias com arcos e listras azuis, uma ilusão causada por um efeito conhecido como lente gravitacional.  No início, os astrônomos pensaram que o “colar de pérolas” era na verdade uma imagem dessas, mas suas recentes observações com o Nordic Optical Telescope, em Santa Cruz de Tenerife, Espanha, descartaram essa hipótese.

A equipe de Tremblay descobriu a sequência bizarra de superaglomerados estelares por acaso, ao rever algumas imagens do Hubble. Os pesquisadores ficaram surpresos com a natureza única da fonte, que impulsionou a equipe a fazer observações de acompanhamento. Os processos físicos subjacentes que dão origem à estrutura do “colar de pérolas” estão relacionados com a instabilidade de Jeans, um fenômeno físico que ocorre quando a pressão interna de uma nuvem de gás interestelar não é forte o suficiente para evitar o colapso gravitacional de uma região preenchida com matéria, resultando na formação de estrelas.

Atualmente, os cientistas estão trabalhando em uma melhor compreensão da origem dessa cadeia de formação de estrelas. Uma possibilidade é que o gás molecular frio que alimenta a explosão de formação de estrelas pode ter sido nativo das duas galáxias em fusão.

Outra possibilidade é o chamado “fluxo de arrefecimento”, em que o gás arrefece a partir da atmosfera ultraquente de plasma que circunda as galáxias, formando bolsões de gás molecular frio que começam a formar estrelas. A terceira possibilidade é que o gás frio alimentando a cadeia de formação de estrelas se origina de uma onda de choque de alta temperatura criada quando as duas galáxias elípticas gigantes colidem. Esta colisão comprime o gás e cria uma camada de plasma densa de arrefecimento.

Fonte: The Astrophysical Journal Letters