Descoberta estrela morta excepcionalmente brilhante

Astrônomos descobriram uma estrela morta e pulsante com uma energia de aproximadamente 10 milhões de sóis.

© NASA/JPL-Caltech (galáxia M82 e o pulsar)

Esta imagem da galáxia Messier 82 (M82) em vários comprimentos de onda, pode ser visto um pulsar poderoso e raro (cor-de-rosa, no centro e seção ampliada).

Este é o pulsar mais brilhante já registado, um remanescente estelar denso deixado para trás após uma explosão de supernova. A descoberta foi feita com o NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) da NASA.

"Podemos pensar deste pulsar como o 'Super-Rato' dos remanescentes estelares," afirma Fiona Harrison, pesquisadora principal do NuSTAR no Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena, EUA. "Tem todo o poder de um buraco negro, mas com muito menos massa."

Esta descoberta surpreendente está ajudando os astrônomos a melhor compreender as fontes misteriosas de raios X ofuscantes, denominadas ULXs (UltraLuminous X-ray sources). Até agora, pensava-se que todas as ULXs eram buracos negros. Os novos dados do NuSTAR mostram que pelo menos uma ULX, a cerca de 12 milhões de anos-luz de distância na galáxia M82, é na verdade um pulsar.

"O pulsar parece estar comendo o equivalente à dieta de um buraco negro," afirma Harrison. "Este resultado vai ajudar-nos a compreender como é que os buracos negros devoram matéria e crescem tão rapidamente, um evento importante na formação das galáxias e estruturas no Universo."

Pensa-se que as ULXs são geralmente buracos negros que se alimentam de estrelas companheiras, um processo chamado acreção. Também são suspeitas de serem os há muito procurados buracos negros de "massa intermédia", elos perdidos entre os buracos negros estelares mais pequenos e os buracos negros gigantescos que dominam os núcleos da maioria das galáxias. Mas a investigação sobre a verdadeira natureza das ULXs continua em direção a respostas mais definitivas.

© NASA/JPL-Caltech (núcleo da galáxia M82)

Esta imagem mostra o núcleo da galáxia M82, onde duas fontes ultraluminosas de raios X, ou ULXs, residem (X-1 e X-2).

O NuSTAR inicialmente não se propôs a estudar asEsta imagem mostra o núcleo da galáxia M82, onde duas fontes ultraluminosas de raios-X, ou ULXs, residem (X-1 e X-2). duas ULXs na M82. Os astrônomos estavam observando uma supernova recente na galáxia quando por acaso notaram pulsos brilhantes em raios X oriundos da ULX conhecida como M82 X-2. Os buracos negros não pulsam, os pulsares sim.

Os pulsares pertencem a uma classe de estrelas chamadas estrelas de nêutrons. Tal como os buracos negros, as estrelas de nêutrons são os núcleos remanescentes de estrelas que explodiram, mas com uma massa insignificante em comparação. Os pulsares enviam feixes de radiação que variam desde ondas de rádio até raios gama altamente energéticos. À medida que a estrela gira, estes feixes interceptam a Terra como as luzes de um farol, produzindo um sinal pulsado.

"Nós assumimos que as poderosas ULXs deviam ser buracos negros massivos," afirma o autor principal do estudo, Matteo Bachetti, da Universidade de Toulouse na França. "Quando vimos pela primeira vez os pulsos nos dados, pensamos que deviam ser de outra fonte."

O Observatório de raios X Chandra e o satélite Swift também analisaram M82 para estudar a mesma supernova, e confirmaram que os intensos raios X de M82 X-2 originavam de um pulsar.

"O fato de termos um leque diversificado de telescópios no espaço significa que estes se podem ajudar uns aos outros," afirma Paul Hertz, diretor da divisão de astrofísica da NASA em Washington. "Quando um telescópio faz uma descoberta, outros com capacidades complementares podem ser chamados a investigar o mesmo objeto em diferentes comprimentos de onda."

A chave para a descoberta do NuSTAR foi a sua sensibilidade a raios X altamente energéticos, bem como a sua capacidade para medir com precisão os tempos dos sinais, o que permitiu a medida da taxa de pulso de 1,37 segundos. Também foi medida uma produção de energia equivalente a 10 milhões de sóis, ou 10 vezes mais do que o observado em outros pulsares de raios X. Este valor é elevado para algo com aproximadamente a massa do nosso Sol e o tamanho de uma cidade.

Como é que esta estrela morta e insignificante irradia tão ferozmente?

Os astrônomos não têm a certeza, mas dizem que provavelmente é devido a um grande banquete cósmico. Tal como os buracos negros, a gravidade de uma estrela de nêutrons pode puxar matéria de estrelas companheiras. À medida que a matéria é arrastada para a estrela de nêutrons, aquece e brilha em raios X. Se o pulsar está realmente se alimentando da matéria circundante, está a fazê-lo com um ritmo extremo.

Os astrônomos estão planjando mais observações com o NuSTAR, o Swift e o Chandra para descobrir uma explicação para o comportamento bizarro do pulsar. A equipe do NuSTAR também vai analisar mais ULXs, o que significa que podem vir a descobrir que são também pulsares e não buracos negros. Neste momento, não se sabe se M82 X-2 é um objeto raro ou se outras ULXs batem com o pulso de estrelas mortas.

"Recentemente, vimos que outra fonte de raios X excepcionalmente brilhantes na galáxia M82 parece ser um buraco negro de tamanho médio," afirma Jeanette Gladstone da Universidade de Alberta, no Canadá, que não está ligada ao estudo. "Agora, descobrimos que a segunda fonte de raios X brilhantes em M82 não é um buraco negro. Isto vai desafiar os teóricos e pavimentar o caminho para uma nova compreensão da diversidade destes objetos fascinantes."

O NuSTAR, um telescópio relativamente pequeno, descobriu um grande mistério cósmico.

A descoberta aparece num novo trabalho publicado na revista Nature.

Fonte: NASA

Mapa da temperatura do ar e vapor de água de um exoplaneta extremo

Uma equipe de cientistas, usando o telescópio espacial Hubble da NASA, fez o mapa global mais detalhado até agora de um planeta turbulento localizado além do nosso Sistema Solar, revelando os seus segredos de temperatura do ar e vapor de água.

© NASA/ESA (mapa de temperatura do exoplaneta WASP-43b)

As observações do Hubble mostram que o exoplaneta, chamado WASP-43b, não é propriamente um lar acolhedor. É um mundo de extremos, onde ventos ardentes uivam à velocidade do som com temperaturas que rondam os 1.600 graus Celsius no lado diurno, quente o suficiente para derreter aço, até um lado noturno onde as temperaturas mergulham abaixo dos 540 graus Celsius.

Os astrônomos mapearam as temperaturas em diferentes camadas da atmosfera do planeta e traçaram a quantidade e distribuição do vapor de água. Os resultados têm implicações para a compreensão da dinâmica atmosférica e de como os planetas gigantes como Júpiter são formados.

"Estas medições abriram as portas para um novo tipo de comparações das propriedades de diferentes tipos de planetas," afirma o líder da equipe Jacob Bean, da Universidade de Chicago, EUA.

Descoberto em 2011, o WASP-43b está localizado a 260 anos-luz de distância. O planeta está demasiado distante para ser fotografado, mas dado que a sua órbita atravessa a estrela, do ponto de vista da Terra, os astrônomos podem detectá-lo observando a diminuição do brilho estelar quando o planeta passa à sua frente.

"As nossas observações são a primeira do seu tipo no que corresponde a fornecer um mapa bidimensional na longitude e altitude da estrutura térmica do planeta, mapa este que pode ser usado para restringir a circulação e modelos dinâmicos para exoplanetas quentes," afirma Kevin Stevenson, membro da equipe e também da mesma universidade.

Como uma bola quente predominantemente de hidrogênio gasoso, não existem características de superfície, como oceanos ou continentes que podem ser usados para seguir a sua rotação. Somente a diferença de temperatura entre os lados diurno e noturno pode ser usada por um observador remoto para marcar a passagem de um dia neste mundo.

O planeta é aproximadamente do mesmo tamanho que Júpiter, mas tem quase duas vezes a sua densidade. O planeta está tão perto da sua estrela progenitora, uma anã alaranjada, que completa uma órbita em apenas 19 horas. O planeta está também bloqueado gravitacionalmente, e assim sendo mantém sempre o mesmo hemisfério voltado para a estrela, tal como a Lua mostra sempre a mesma face à Terra.

Esta foi a primeira vez que os astrônomos foram capazes de observar três rotações completas em qualquer exoplaneta, o que ocorreu ao longo de quatro dias. Os cientistas combinaram dois métodos anteriores de análise exoplanetária numa técnica sem precedentes para estudar a atmosfera do WASP-43b. Usaram espectroscopia, dividindo a luz do planeta nas suas cores componentes, para determinar a quantidade de água e temperaturas da atmosfera. Ao observar a rotação do planeta, foi possível medir com precisão a forma como a água é distribuída em diferentes longitudes.

Dado que não existe nenhum planeta com estas condições no nosso Sistema Solar, a caracterização da atmosfera de um mundo tão bizarro como este fornece um laboratório único para melhor compreender a formação de planetas e a física planetária.

"O planeta é tão quente que toda a água na sua atmosfera é vaporizada, em vez de se condensar em nuvens geladas como em Júpiter," afirma Laura Kreidberg, pertencente à equipe e da Universidade de Chicago.

A quantidade de água nos planetas gigantes do Sistema Solar é pouco conhecida, porque a água que se precipitou para fora da atmosfera superior de planetas gigantes e gasosos como Júpiter está sob a forma de gelo. Mas nos chamados "Júpiteres quentes", gigantes de gás que têm temperaturas elevadas porque orbitam muito perto das suas estrelas, a água está em vapor e pode ser facilmente rastreada.

"Pensa-se que a água desempenhe um papel importante na formação dos planetas gigantes, já que corpos parecidos com cometas bombardeiam planetas jovens, entregando a maior parte da água e outras moléculas que podemos observar," afirma Jonathan Fortney, membro da equipe e da Universidade da Califórnia, em Santa Cruz, EUA.

A fim de compreender como é que os planetas gigantes se formam, os astrônomos querem saber como é que são enriquecidos com elementos diferentes. A equipe descobriu que o WASP-43b tem aproximadamente a mesma quantidade de água que seria de esperar para um objeto com a mesma composição química que o Sol, lançando luz sobre a sua formação. A equipe pretende fazer medições da abundância de água em outros planetas.

Os resultados foram apresentados em dois artigos, um publicado na revista The Astrophysical Journal Letters no dia 12 de Setembro e o outro online ontem na Science Express.

Fonte: NASA

Swift observa grandes proeminências em pequena estrela

No dia 23 de Abril, o satélite Swift da NASA detectou a sequência de erupções estelares mais forte, mais quente e de mais longa duração alguma vez observada de uma anã vermelha próxima.

© Goddard Space Flight Center/S. Wiessinger (ilustração do sistema binário DG Canum Venaticorum)

A explosão inicial desta série recorde foi até 10.000 vezes mais poderosa que a maior erupção solar já registada.

"Costumávamos pensar que os grandes episódios de atividade das anãs vermelhas não duravam mais que um dia, mas o Swift detectou pelo menos sete erupções poderosas durante um período de cerca de duas semanas," afirma Stephen Drake, astrofísico do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, que deu uma palestra sobre a "super-erupção" na reunião de Agosto da Divisão de Astrofísica de Alta Energia da Sociedade Astronômica Americana.

No seu auge, a proeminência atingiu temperaturas na ordem dos 200 milhões de graus Celsius, superior a 12 vezes a temperatura no centro do Sol.

A "super-erupção" veio de uma das estrelas num sistema binário próximo conhecido como DG Canum Venaticorum, ou DG CVn, situado a cerca de 60 anos-luz de distância. Ambas as estrelas são anãs vermelhas tênues com 1/3 da massa e tamanho do Sol. Orbitam-se uma à outra a cerca de três vezes a distância média entre a Terra e o Sol, uma separação demasiado pequena para o Swift determinar qual das estrelas libertou a proeminência.

"Este sistema é pouco estudado porque não se encontrava na nossa lista de observação de estrelas capazes de produzir grandes proeminências," afirma Rachel Osten, astrônoma do STScI (Space Telescope Science Institute) em Baltimore, EUA, e cientista adjunta do projeto do telescópio espacial James Webb da NASA, agora em construção.

A maioria das estrelas situadas até 100 anos-luz do Sistema Solar são, como o Sol, de meia-idade. Mas mais ou menos um milhar de anãs vermelhas jovens nascidas noutros lugares vagueiam por esta região, e estas estrelas fornecem a melhor oportunidade para estudar detalhadamente a atividade de alta-energia que normalmente acompanha a juventude estelar. Estima-se que DG CVn nasceu há cerca de 30 milhões de anos, o que faz com que tenha menos de 0,7% da idade do Sistema Solar.

As estrelas produzem proeminências pela mesma razão que o Sol. Ao redor de regiões ativas da atmosfera de uma estrela, os campos magnéticos tornam-se torcidos e distorcidos. Tal como ao torcer e esticar um elástico, estes permitem com que os campos acumulem energia. Eventualmente um processo denominado reconexão magnética destabiliza os campos, resultando na libertação explosiva da energia armazenada que vemos como uma proeminência. A erupção emite radiação em todo o espectro electromagnético, desde o rádio, passando pelo visível, ultravioleta e raios X.

Às 18:07 do dia 23 de Abril (horário de Brasília), a onda crescente de raios X da super-erupção da DG CVn acionou o instrumento BAT (Burst Alert Telescope) do Swift. Poucos segundos depois da detecção de uma forte libertação de radiação, o BAT calcula a posição inicial, decide se a atividade merece ser investigada por outros instrumentos e, em caso afirmativo, envia a posição ao satélite. Neste caso, o Swift virou-se para observar a fonte em maior detalhe e, ao mesmo tempo, notificou os astrônomos em todo o mundo da existência de um poderoso evento em progresso.

"Durante cerca de três minutos após o alarme do BAT, o brilho da proeminência em raios X foi maior do que a luminosidade combinada de ambas as estrelas em todos os comprimentos de onda em condições normais," comenta Adam Kowalski, também de Goddard que lidera o estudo detalhado do evento. "As erupções deste tamanho, oriundas de anãs vermelhas, são muito raras."

O brilho da estrela no visível e no ultravioleta, medido tanto por observatórios terrestres como pelo telescópio óptico/ultravioleta do Swift, subiu 10 e 100 vezes, respectivamente. A produção inicial de raios X, medida pelo telescópio de raios X do Swift, arrasa a mais intensa atividade solar já registada.

As maiores explosões estelares são classificadas como extraordinárias, ou classe X, proeminências solares com base na sua emissão em raios X. "A maior proeminência solar já registada ocorreu em Novembro de 2003 e está classificada como X 45," explica Drake. "A proeminência de DG CVn, se fosse observada à mesma distância que a Terra está do Sol, teria sido cerca de 10.000 vezes mais poderosa, com uma classificação de aproximadamente X 100.000."

Mas ainda não tinha acabado. Três horas depois da explosão inicial, já numa fase decrescente de raios X, o sistema explodiu com outra proeminência quase tão intensa como a primeira.

Durante os 11 dias seguintes, o Swift detectou uma série de erupções sucessivamente mais fracas. Osten compara a sequência decrescente de proeminências com réplicas que se seguem após um grande sismo. Ao todo, a estrela demorou um total de 20 dias a voltar ao seu nível normal de emissão de raios X.

Como é que uma estrela com apenas 1/3 do tamanho do Sol consegue produzir uma erupção assim tão poderosa? O fator-chave é a sua rápida rotação, um ingrediente crucial para amplificar campos magnéticos. A estrela em DG CVn tem um período de rotação inferior a um dia, cerca de 30 vezes mais rápido que o do nosso Sol. O Sol também girava muito mais depressa na sua juventude e pode muito bem ter produzido as suas próprias super-proeminências mas, felizmente [para nós], parece já não ser capaz de o fazer.

Os astrônomos estão agora analisando os dados das proeminências de DG CVn para melhor compreender o evento em particular e as estrelas jovens no geral. Eles suspeitam que o sistema provavelmente desencadeia inúmeras erupções mais pequenas mas mais frequentes e planejam vigiar erupções futuras com a ajuda do Swift.

Fonte: NASA

Nuvem rodopiante no pólo de Titã é fria e tóxica

Cientistas que analisavam dados da missão Cassini da NASA descobriram que uma nuvem tóxica e gigante paira sobre o pólo sul da maior lua de Saturno, Titã, após a atmosfera aí ter arrefecido drasticamente.

© Cassini (vórtice no pólo sul de Titã)

Os cientistas descobriram que este vórtice polar gigante contém partículas geladas do composto tóxico cianeto de hidrogênio (HCN).

"A descoberta sugere que a atmosfera do hemisfério sul de Titã arrefece muito mais rapidamente do que esperávamos," afirma Remco de Kok do observatório Leiden e do instituto holandês para pesquisa espacial SRON, autor principal do estudo.

Titã é a única lua no Sistema Solar envolta numa atmosfera densa. Tal como o nosso planeta Terra, Titã tem estações. À medida que completa a sua órbita de 29 anos em torno do Sol, juntamente com Saturno, cada estação dura cerca de sete anos terrestres. A mudança sazonal mais recente ocorreu em 2009, quando o Inverno deu lugar à Primavera no hemisfério norte e o Verão passou para Outono no hemisfério sul.

Em Maio de 2012, enquanto era Outono no hemisfério sul de Titã, as imagens da Cassini revelaram uma enorme nuvem rodopiante, com várias centenas de quilômetros de diâmetro, que tomava forma por cima do pólo sul de Titã. Este vórtice polar parece ser um efeito da mudança de estação.

Um detalhe intrigante acerca da nuvem rodopiante é a sua altitude, cerca de 300 km por cima da superfície de Titã, onde os cientistas pensavam que a temperatura era demasiado quente para a formação de nuvens. "Nós realmente não esperávamos ver uma nuvem tão grande e alta na atmosfera," comenta de Kok.

Com o desejo de compreender o que poderia dar origem a esta nuvem misteriosa, os cientistas analisaram as observações da Cassini e encontraram uma pista importante no espectro da luz solar refletida pela atmosfera de Titã.

O espectro divide a luz de um corpo celeste nas suas cores constituintes, revelando assinaturas dos elementos e moléculas presentes. O instrumento VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) da Cassini mapeia a distribuição dos compostos químicos na atmosfera de Titã e à sua superfície.

"A luz que vem do vórtice polar mostra uma notável diferença em relação a outras partes da atmosfera de Titã," realça de Kok. "Podemos ver claramente a assinatura das moléculas de HCN geladas."

Como um gás, o HCN está presente em pequenas quantidades na atmosfera rica em nitrogênio de Titã. A descoberta destas moléculas sobre a forma de gelo é surpreendente, pois o HCN pode condensar para formar partículas congeladas apenas se a temperatura atmosférica for de pelo menos 148 graus Celsius negativos. Isto é cerca de 100 graus Celsius mais frio do que as previsões dos modelos teóricos atuais da atmosfera superior de Titã.

Para verificar se tais temperaturas baixas são realmente possíveis, a equipe analisou as observações do instrumento CIRS (Composite Infrared Spectrometer) da Cassini, que mede a temperatura atmosférica em diferentes altitudes. Estes dados mostram que o hemisfério Sul de Titã tem arrefecido rapidamente, e que é possível atingir as temperaturas baixas necessárias para formar a nuvem tóxica gigante vista no pólo sul.

A circulação atmosférica vem atraindo grandes massas de gás para o sul desde a mudança de estação em 2009. À medida que o HCN se torna aí mais concentrado, as suas moléculas brilham em comprimentos de onda infravermelhos, arrefecendo o ar circundante no processo. Outro fator que contribui para este arrefecimento é a menor exposição à luz do Sol no hemisfério sul de Titã à medida que o Inverno se aproxima.

"Estes resultados fascinantes de um corpo cujas estações são medidas em anos em vez de meses, fornecem mais um exemplo da longevidade da incrível sonda Cassini e dos seus instrumentos," comenta Earl Maize, gestor do projeto Cassini no Jet Propulsion Laboratory da NASA. "Estamos ansiosos por novas revelações à medida que nos aproximamos do solstício de Verão no sistema de Saturno em 2017."

O estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: NASA

Origem de “oceano das tempestades” na Lua

Usando dados da missão GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) da NASA, cientistas resolveram um mistério lunar quase tão antigo quanto a própria Lua.

© NASA/MIT (mapa da Lua)

A imagem acima mostra a Lua observada no visível (esquerda), mapa topográfico (centro, onde o vermelho é alto e o azul é baixo), e os gradientes de gravidade da missão GRAIL (direita). A região Procellarum é uma região grande de baixa topografia coberta por mares basálticos escuros. Os gradientes de gravidade revelam um padrão retangular gigante de estruturas que rodeiam a região.

As primeiras teorias sugeriram que o contorno escarpado de uma região da superfície da Lua conhecida como Oceanus Procellarum, ou Oceano das Tempestades, foi formado pelo impacto de um asteroide. Se esta teoria estivesse correta, a bacia formada seria a maior bacia de impacto de um asteroide na Lua. No entanto, os cientistas que estudam os dados da missão GRAIL acreditam ter encontrado evidências que o contorno escarpado desta região retangular, com aproximadamente 2.600 km de comprimento, é provavelmente o resultado da formação de antigas falhas.

"O lado visível da Lua é estudado há séculos e ainda continua a surpreender os cientistas que disponham das ferramentas certas," afirma Maria Zuber, pesquisadora principal da missão GRAIL, do Instituto de Tecnologia de Massachusetts em Cambridge, EUA. "Nós interpretamos as anomalias de gravidade descobertas pela missão GRAIL como parte do sistema de canalização do magma lunar que transportavam lava até à superfície durante antigas erupções vulcânicas."

A superfície do lado visível da Lua é dominado por uma área única chamada região Procellarum, caracterizada por baixas elevações, composição única e inúmeras planícies vulcânicas antigas.

As fendas estão enterradas sob planícies vulcânicas no lado visível da Lua e foram detectadas apenas nos dados de gravidade fornecidos pela missão GRAIL. Estas falhas inundadas por lava são totalmente diferentes de quaisquer outras características já descobertas em qualquer outro lugar na Lua e podem ao mesmo tempo ter-se assemelhado a zonas de falhas na Terra, Marte e Vênus.

Outra teoria, que surge de uma análise de dados mais recentes, sugere que esta região se formou como resultado da agitação no interior da Lua, o que levou a uma alta concentração de elementos radioativos que produzem calor na crosta e manto desta região. Os cientistas estudaram os gradientes nos dados de gravidade da GRAIL, que revelaram uma forma retangular em resultado de anomalias gravitacionais.

"O padrão retangular das anomalias gravitacionais foi completamente inesperado," afirma Jeff Andrews-Hanna, co-ipesquisador da GRAIL na Colorado School of Mines em Golden, EUA, e autor principal do estudo. "Usando os gradientes nos dados de gravidade para revelar o padrão retangular das anomalias, podemos agora ver claramente e completamente as estruturas que eram apenas sugeridas por observações à superfície."

O padrão retangular, com os seus cantos angulares e lados retos, contradiz a teoria de que Procellarum é uma antiga bacia de impacto, pois tal impacto criaria uma bacia circular. Em vez disso, a nova pesquisa sugere que processos por baixo da superfície da Lua dominaram a evolução desta região.

Ao longo do tempo, a região esfriou e contraiu, afastando-se dos seus arredores e criando fraturas parecidas às fissuras que se formam na lama quando seca, mas numa escala muito maior.

O estudo também observou uma semelhança surpreendente entre o padrão retangular das estruturas na Lua e aquelas que rodeiam a região polar sul da lua gelada de Saturno, Encélado. Ambos os padrões parecem estar relacionados com processos vulcânicos e tectônicos que operam nos seus respectivos mundos.

"Os nossos dados de gravidade estão abrindo um novo capítulo na história lunar, durante o qual a Lua era um lugar mais dinâmico do que o sugerido pela paisagem craterada que é visível a olho nu," afirma Andrews-Hanna. "São necessários mais estudos para compreender a causa deste padrão recém-descoberto de anomalias de gravidade, e as implicações para a história da Lua."

Lançadas como GRAIL A e GRAIL B em Setembro de 2011, as duas sondas, rebatizadas Ebb e Flow, operaram numa órbita quase circular perto dos pólos da Lua a uma altitude de aproximadamente 55 km até ao fim da missão em Dezembro de 2012. A distância entre as sondas gêmeas mudou ligeiramente quando sobrevoaram áreas de maior e menor gravidade provocadas por características visíveis, como montanhas e crateras, e por massas escondidas por baixo da superfície lunar.

As sondas gêmeas voaram numa órbita quase circular até ao final da missão no dia 17 de Dezembro de 2012, quando foram intencionalmente enviadas para a superfície da Lua. A NASA mais tarde designou o local de impacto em honra à falecida astronauta Sally K. Ride, a primeira mulher americana no espaço e que pertenceu à equipe da missão GRAIL.

A missão principal e a missão estendida das sondas GRAIL gerou o mapa de gravidade com a mais alta-resolução já obtida de um corpo celeste. O mapa irá proporcionar uma melhor compreensão de como a Terra e os outros planetas rochosos no Sistema Solar se formaram e evoluíram.

Os resultados foram publicados na edição online da revista Nature.

Fonte: NASA

A Nebulosa da Bolha

Soprada pelos ventos de uma estrela massiva, esta aparição interestelar tem uma forma surpreendentemente familiar.

© Bernard Michaud (Nebulosa da Bolha)

Catalogada como NGC 7635, ela também é conhecida simplesmente como a Nebulosa da Bolha. Embora pareça delicada, a bolha de 10 anos-luz de diâmetro mostra evidências de violentos processos em seu interior. Abaixo e à esquerda do centro da Bolha está uma estrela quente tipo O, várias centenas de milhares de vezes mais luminosa e aproximadamente 45 vezes mais massiva do que o Sol. Um feroz vento estelar e intensa radiação vinda da estrela sopraram a estrutura de gás brilhante contra o material mais denso de uma nuvem molecular circundante. A intrigante Nebulosa da Bolha está a cerca de 11.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Cassiopeia. Esta visão tentadora da bolha cósmica é composta a partir de dados de imagem de banda estreita, registrando a emissão dos átomos de hidrogênio e oxigênio ionizados da região composta de estrelas de aparência natural. Uma palheta de falsas cores do Hubble foi utilizada para criar esta imagem nítida e mostra emissões de átomos de enxofre, hidrogênio e oxigênio em tons de vermelho, verde e azul.

Fonte: NASA

Patos selvagens levantam voo em aglomerado aberto

O instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, obteve esta bela imagem salpicada de estrelas azuis de um dos aglomerados abertos mais ricos em estrelas que se conhece atualmente, o Messier 11 (M11), também conhecido por NGC 6705 ou Aglomerado do Pato Selvagem.

© ESO (Aglomerado do Pato Selvagem)

Este nome alternativo e evocativo para o NGC 6705, Aglomerado do Pato Selvagem, teve origem no século XIX. Quando se observa este aglomerado através de um pequeno telescópio vemos as estrelas mais brilhantes formando o padrão de um triângulo aberto no céu, que se assemelha a patos voando em formação.

O M11 é um aglomerado aberto, ou aglomerado galáctico como é algumas vezes referido, situado a cerca de 6.000 anos-luz de distância na constelação do Escudo. Foi inicialmente descoberto pelo astrônomo alemão Gottfried Kirch no Observatório de Berlim em 1681, que o observou através do telescópio apenas como uma mancha difusa. Só em 1733 é que esta "mancha" foi pela primeira vez vista com estrelas separadas pelo Reverendo William Derham da Inglaterra, tendo Charles Messier adicionado este aglomerado ao seu famoso catálogo em 1764.
Messier era um caçador de cometas e resolveu compilar um catálogo que o ajudasse a não confundir os cometas que pretendia descobrir e observar com outros objetos fixos e difusos (por exemplo, objetos que conhecemos hoje como sendo aglomerados, galáxias e nebulosas). Com estes objetos devidamente anotados e catalogados, evitava observá-los de modo acidental, não os confundindo assim com possíveis novos cometas. Este aglomerado estelar foi catalogado como o décimo primeiro de tais objetos, daí o nome Messier 11.
Os aglomerado abertos encontram-se tipicamente nos braços em espiral das galáxias espirais ou em regiões densas de galáxias irregulares, onde a formação estelar ainda acontece. O M11 é um dos aglomerados abertos mais compactos e ricos em estrelas, com uma dimensão de quase 20 anos-luz e acolhendo cerca de 3.000 estrelas. Os aglomerados abertos diferem dos aglomerados globulares, que tendem a ser muito densos, fortemente ligados pela gravidade e contêm centenas de milhares de estrelas muito velhas, algumas quase tão velhas como o próprio Universo.
Estudar os aglomerados abertos é uma boa maneira de testar as teorias de evolução estelar, uma vez que as estrelas aí contidas se formam a partir da mesma nuvem inicial de gás e poeira, consequentemente são muito parecidas umas com as outras, têm todas aproximadamente a mesma idade, composição química e encontram-se todas à mesma distância da Terra. No entanto, cada estrela no aglomerado tem uma massa determinada, com as estrelas mais massivas evoluindo muito mais depressa do que as de menor massa, uma vez que gastam todo o seu hidrogênio em muito menos tempo.
Deste modo, comparações diretas entre os diferentes estágios de evolução podem ser feitas num mesmo aglomerado: por exemplo, será que uma estrela com 10 milhões de anos e com a mesma massa que o Sol evoluirá de maneira diferente de uma outra estrela com a mesma idade mas com metade da massa? Assim, os aglomerados abertos propiciam aos astrônomos as “condições laboratoriais” mais favoráveis.
Uma vez que as estrelas no âmago dos aglomerados abertos estão pouco ligadas entre si, cada estrela é mais suscetível de ser ejetada para fora do grupo principal devido ao efeito da gravidade de objetos celestes vizinhos. O NGC 6705 tem já pelo menos 250 milhões de anos de idade, por isso é provável que dentro de mais alguns milhões de anos esta formação de “Patos Selvagens” se disperse, separando-se o aglomerado e desaparecendo no meio circundante.

Fonte: ESO

Sinais de formação de sistema planetário em torno de estrela

Os planetas formam-se a partir de discos de gás e poeira que orbitam estrelas jovens.

© ESO/L. Calçada (ilustração de um disco protoplanetário)

Assim que a "semente" do planeta, composta por um pequeno agregado de poeira, é formada, continua a recolher material e esculpe uma cavidade ou lacuna no disco ao longo do seu percurso orbital.

Esta fase de transição entre o disco original e o sistema planetário, difícil de estudar e ainda muito pouco conhecida, é precisamente o que foi observado na estrela HD169142.

"Embora nos últimos anos tenham sido descobertos mais de 1.700 exoplanetas, poucos foram observados diretamente, e até o momento nunca tínhamos sido capazes de captar uma imagem inequívoca de um planeta ainda em formação," afirma Mayra Osorio, pesquisadora do Instituto de Astrofísica da Andaluzia (IAA-CSIC), autora principal de um dos artigos. "Em HD 169142 podemos na verdade estar vendo estas sementes de gás e poeira que mais tarde se transformarão em planetas."

A HD169142 é uma estrela jovem com duas vezes a massa do Sol e cujo disco se estende até 250 UA (1 UA, ou unidade astronômica, é uma unidade equivalente à distância entre a Terra e o Sol, cerca de 150 milhões de quilômetros). O sistema encontra-se numa orientação ótima para o estudo da formação planetária porque é visto de face.

O primeiro artigo explora o disco de HD169142 com o radiotelescópio VLA (Very Large Array), que pode detectar grãos de poeira com centímetros de tamanho. Os resultados, combinados com dados infravermelhos que traçam a presença de poeira microscópica, revelam duas lacunas no disco, uma na região interior (entre 0,7 e 20 UA) e outra mais distante e menos desenvolvida entre 30 e 70 UA.

© VLA/VLT (imagem do disco de poeira ao redor da estrela HD 169142)

Imagem acima no comprimento de onda dos 7 mm mostra o disco de poeira ao redor da estrela HD 169142 com o VLA (Very Large Array). As posições dos candidatos a protoplanetas estão marcadas com os sinais de "+". A seção ampliada no canto superior direito mostra, à mesma escala, a brilhante fonte infravermelha na cavidade interior do disco, como observado pelo VLT no comprimento de onda de 3,8 micrômetros.

"Esta estrutura já sugeriu que o disco está sendo modificado por dois planetas ou objetos sub-estelares mas, adicionalmente, os dados de rádio revelam a existência de um aglomerado de material dentro da abertura exterior, localizado aproximadamente à distância da órbita de Netuno, que aponta para a existência de um planeta em formação," comenta Osorio.

O segundo estudo focou-se na busca de fontes infravermelhas nas lacunas do disco, usando o VLT (Very Large Telescope). Encontraram um sinal brilhante na abertura interna, que poderá corresponder a um planeta em formação ou a uma jovem anã branca (uma espécie de estrela falhada que nunca chegou a ter massa suficiente para iniciar as reações nucleares características das estrelas).

Os dados infravermelhos, no entanto, não reforçaram a presença de um objeto na abertura exterior como as observações no rádio sugeriram. Esta não-detecção pode ser devida a limitações técnicas: os cientistas calcularam que um objeto com uma massa entre 0,1 e 18 vezes a massa de Júpiter, rodeado por um invólucro frio, pode muito bem permanecer por detectar no comprimento de onda observado.

"Em observações futuras seremos capazes de verificar se o disco alberga um ou dois objetos. Em qualquer caso, a HD 169142 permanece um objeto promissor pois é um dos poucos discos de transição conhecidos e está nos revelando o ambiente onde os planetas se formam," conclui Osorio.

A pesquisa é discutida em dois artigos publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica da Andaluzia

Dois buracos negros dançando na galáxia 3C 75

O que está acontecendo no centro da galáxia ativa 3C 75?

© NASA/NRAO (galáxia 3C 75)

As duas fontes brilhantes no centro desta imagem composta em raios X (azul) e ondas de rádio (rosa) são buracos negros supermassivos co-orbitantes que fornecem energia à gigantesca fonte de ondas de rádio 3C 75. Cercados de gases emissores de raios X com temperaturas de muitos milhões de graus e detonando jatos de partículas relativísticas, os buracos negros supermassivos estão separados por 25.000 anos-luz. Localizados nos centros das duas galáxias em fusão no aglomerado de galáxias Abell 400, e se encontram a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância. Os astrônomos concluem que esses buracos negros supermassivos estão ligados pela gravidade em um sistema binário, em parte porque a aparência consistentemente varrida dos jatos muito provavelmente se dá pelo seu movimento conjunto à medida que aceleram através do gás quente do aglomerado a 1.200 quilômetros por segundo. Esses espetaculares objetos cósmicos em fusão são considerados comuns nos ambientes abarrotados dos aglomerados de galáxias no Universo distante. Supõe-se que em seus estágios finais, os objetos em fusão sejam fontes intensas de ondas gravitacionais.

Fonte: NASA

A NGC 206 e as nuvens estelares de Andrômeda

A grande associação estelar catalogada como NGC 206 situa-se dentro dos braços empoeirados da nossa vizinha cósmica, a Galáxia de Andrômeda (M31), uma galáxia espiral localizada a 2,5 milhões de anos-luz de distância.

© Subaru (NGC 206)

A NGC 206 está perto do centro superior da imagem espetacular acima, mostrando a extensão sudoeste do disco de Andrômeda, que é uma combinação notável de dados de observatórios espaciais e terrestres. As estrelas azuis e brilhantes da NGC 206 indicam sua juventude, possuindo menos de 10 milhões de anos de existência. Muito maior do que os aglomerados abertos de jovens estrelas encontrados no disco da nossa Via Láctea, a NGC 206 se estende por 4.000 anos-luz. Isso é algo comparável em tamanho aos gigantescos berçários estelares NGC 604, na galáxia espiral próxima M33, e à Nebulosa da Tarântula, localizada na Grande Nuvem de Magalhães. Locais de formação de estrelas dentro de Andrômeda são revelados pela emissão avermelhada de nuvens de gás hidrogênio ionizado.

Fonte: NASA

A grande e majestosa Nebulosa da Lagoa

A grande e majestosa Nebulosa da Lagoa é constituída de gás quente e poeira, sendo o lar de muitas estrelas jovens.

© Remus Chua (Nebulosa da Lagoa)

Extendendo-se por 100 anos-luz e a apenas 5.000 anos-luz de distância, a Nebulosa da Lagoa é tão grande e brilhante que pode ser vista sem telescópio na direção da constelação de Sagitário. Muitas estrelas brilhantes são visíveis na NGC 6530, um aglomerado aberto que se formou na nebulosa há apenas alguns milhões de anos. A nebulosa maior, também conhecida como M8 e NGC 6523, tem o nome de "Lagoa" devido à faixa de poeira vista à esquerda do centro do aglomerado aberto. Um brilhante nó de gás e poeira no centro da nebulosa é conhecido como Nebulosa da Ampulheta.

© ESO (Nebulosa da Lagoa)

A imagem acima é um panorama recém-lançado e montado digitalmente de M8, fotografado para o projeto GigaGalaxy Zoom pela Câmera de Campo Largo montada no Telescópio MPG/ESO de 2,2 metros do Observatório de La Silla, no Chile. A imagem tem três vezes o tamanho do diâmetro da Lua, enquanto a versão da imagem na sua resolução mais alta ocupa mais de 350 milhões de pixels. O processo de formação de estrelas continua na Nebulosa da Lagoa, conforme testemunham os muitos glóbulos lá existentes.

Fonte: NASA

Galáxias gigantes adquirem massa ao assimilar vizinhas mais pequenas

De acordo com cientistas australianos, as galáxias gigantescas do Universo pararam de fabricar as suas próprias estrelas e em vez disso alimentam-se de galáxias vizinhas.

© ICRAR/GAMA/Simon Driver e Aaron Robotham (milhares de galáxias em fusão)

Os astrônomos observaram mais de 22.000 galáxias e descobriram que, enquanto galáxias mais pequenas são muito eficientes na criação de estrelas a partir de gás e poeira, as galáxias mais massivas são muito menos eficientes na formação estelar, produzindo quase nenhumas estrelas novas, ao invés crescendo através da assimilação de outras galáxias.

O Dr. Aaron Robotham, do ICRAR (International Centre for Radio Astronomy Research - University of Western Australia), afirma que galáxias mais pequenas e "anãs" são devoradas pelas suas homólogas maiores. "Todas as galáxias começam pequenas e crescem através da acumulação de gás e poeira, transformando-os em estrelas de modo muito eficiente," acrescenta. "E de vez em quando são completamente canibalizadas por uma galáxia maior."

Robotham, que liderou a pesquisa, disse que a nossa própria Via Láctea está num ponto crítico e espera-se agora que cresça principalmente através da ingestão de galáxias mais pequenas, em vez de recolher gás. "A Via Láctea não se junta a outra galáxia grande há já muito tempo mas ainda é possível observar restos de todas as galáxias antigas que canibalizou," comenta. "A nossa Galáxia também vai absorver duas galáxias anãs próximas, a Grande e a Pequena Nuvem de Magalhães, daqui a aproximadamente quatro bilhões de anos." Mas o Dr. Robotham acrescenta que a Via Láctea eventualmente acabará por receber um castigo quando se fundir com a Galáxia de Andrômeda daqui a cerca de cinco bilhões de anos. "Tecnicamente, é Andrômeda que nos assimilará, porque é a mais massiva das duas," afirma.

Quase todos os dados da pesquisa foram recolhidos com o telescópio Anglo-Australiano na Nova Gales do Sul, como parte do estudo GAMA (Galaxy And Mass Assembly), liderado pelo professor Simon Driver do ICRAR. O estudo GAMA envolve mais de 90 cientistas e levou sete anos a ser concluído. Este estudo é um dos mais de 60 publicados que resultaram do esforço técnico, e outros 180 estão em andamento.

Robotham afirma que à medida que as galáxias crescem, têm mais gravidade e isso pode, portanto, puxar mais facilmente os seus vizinhos galácticos. A razão da formação estelar abrandar em galáxias gigantes é devida a eventos extremos de feedback numa região muito brilhante no centro das galáxias conhecida como núcleo galáctico ativo. "O tema é muito debatido, mas um mecanismo popular é que o núcleo galáctico ativo basicamente cozinha o gás e impede-o de arrefecer para formar estrelas," afirma Robotham.

Por fim, a gravidade faz com que todas as galáxias se agrupem intimamente em aglomerados e originem algumas galáxias super-gigantes, mas vamos ter que esperar bilhões de anos até isso acontecer.

O estudo foi publicado a semana passada na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, da Universidade de Oxford.

Fonte: ICRAR

Encontrado exoplaneta que faz estrela parecer mais velha

Um novo estudo usando dados do observatório de raios X Chandra da NASA tem mostrado que um planeta está fazendo a estrela que orbita parecer mais velha do que ela realmente é.

© NASA/CXC/M.Weiss (ilustração do sistema WASP-18)

A ilustração acima mostra a estrela WASP-18 e seu planeta WASP-18b. O WASP-18b é um Júpiter Quente, ou seja, um exoplaneta gigantesco que orbita sua estrela a uma distância bem próxima, e que está localizado a cerca de 330 anos-luz da Terra. Especificamente, a massa do WASP-18b é estimada em cerca de 10 vezes a massa do planeta Júpiter, e a sua órbita ao redor da sua estrela progenitora leva cerca de 23 horas. Em comparação, Júpiter leva cerca de 12 anos para dar uma volta ao redor do Sol.

Os novos dados do Chandra do sistema WASP-18 mostram que esse imenso planeta está tão perto de sua estrela que ele está causando uma diminuição no campo magnético da estrela. À medida que as estrelas envelhecem, sua atividade na emissão de raios X e sua atividade magnética diminui. Os astrônomos determinaram que a WASP-18 tem uma idade entre 500 milhões e 2 bilhões de anos, uma estrela considerada relativamente jovem. Com essa idade, os astrônomos esperavam que a WASP-18 emitisse muito mais raios X do que ela realmente emite.

Surpreendentemente, as longas observações do Chandra revelam que nenhuma quantidade raios X está sendo emitido pela WASP-18, como pode ser visto na imagem abaixo.

© DSS/Chandra (imagens no óptico e em raios X da estrela WASP-18)

O mesmo campo de visão mostra que na luz óptica da WASP-18 é uma brilhante fonte. Usando relações estabelecidas entre a atividade magnética e a emissão de raios X das estrelas nas suas idades, os pesquisadores concluíram que a WASP-18 é cerca de 100 vezes menos ativa do que ela deveria ser na sua idade estimada.

A baixa quantidade de atividade magnética da WASP-18 caracteriza a ausência de manchas solares e fortes flares na superfície da estrela. A fraca emissão de raios X da estrela tem relativamente pouco efeito na atmosfera externa do planeta próximo, dando a ele uma aparência simétrica. Em contraste, emissões de raios X bem mais fortes da estrela CoRoT-2a, estão erodindo a atmosfera do planeta próximo, produzindo um aspecto semelhante a uma cauda.

Forças de maré da atração gravitacional do massivo planeta, similar àquela que a Lua tem nas marés da Terra, mas numa escala bem maior, podem ser responsáveis por corromper o campo magnético da estrela. A intensidade do campo magnético na estrela, depende da quantidade de convecção, o processo com o qual o gás quente se move ao redor do interior estelar. A gravidade do planeta pode gerar movimentos de gás dentro da estrela que enfraquecem a convecção. Pelo fato da WASP-18 ter uma zona de convecção mais estreita do que a maior parte das estrelas, ela é mais vulnerável ao impacto das forças de maré que a puxam.

O efeito das forças de maré do planeta pode também explicar uma incomum alta quantidade de lítio encontrada em estudos ópticos anteriores da WASP-18. O lítio é normalmente abundante em estrelas mais jovens, mas com o passar do tempo a convecção leva o lítio para as regiões mais quentes e internas da estrela, onde ele é destruído pelas reações nucleares. Se existir menos convecção, o lítio não circula no interior da estrela, permitindo que ele sobreviva.

O primeiro autor do estudo é Ignazio Pillitteri do Instituto Nazionale di Astrofisica (INAF) – Osservatorio Astronomico di Palermo, na Itália. Os co-autores, são Scott Wolk do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics em Cambridge, Massachusetts, Salvatore Sciortino também do INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo na Itália e Victoria Antoci da Aarhus University da Dinamarca.

Os resultados dessa pesquisa foram publicados na revista Astronomy and Astrophysics.

Fonte: NASA