Olhando para o Universo profundo em 3D

O instrumento MUSE instalado no Very Large Telescope (VLT) do ESO deu aos astrônomos a melhor visão tridimensional do Universo profundo obtida até hoje.

© ESO/MUSE/R. Bacon (Hubble Deep Field South)

A imagem de fundo nesta composição mostra a região conhecida por Hubble Deep Field South, obtida pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA. As novas observações obtidas com o instrumento MUSE instalado no Very Large Telescope do ESO detectaram galáxias remotas que não foram vistas pelo Hubble. Destacamos dois exemplos nesta imagem composta. Estes objetos são completamente invisíveis na imagem Hubble mas aparecem de forma proeminente nas regiões apropriadas da imagem em três dimensões obtida pelo MUSE.

Após observar a região do Hubble Deep Field South durante apenas 27 horas, as novas observações revelam distâncias, movimentos e outras propriedades de muito mais galáxias do que as que tinham sido observadas até agora nesta minúscula região do céu. Estas observações revelam também objetos previamente desconhecidos nas observações do Hubble.

Ao obter imagens através de exposições muito longas de regiões do céu, astrônomos criaram muitos campos profundos que nos revelaram muito sobre o Universo primordial. O mais famoso destes campos foi o Hubble Deep Field (Campo Profundo do Hubble) original, obtido pelo telescópio espacial Hubble durante vários dias no final de 1995. Esta imagem icônica transformou rapidamente o nosso conhecimento do conteúdo do Universo quando este ainda era jovem. Foi seguida dois anos depois por uma imagem semelhante do céu austral, o Hubble Deep Field South.

© ESO/MUSE/R. Bacon (observando o Hubble Deep Field South)

Nesta imagem os objetos para os quais foram medidas as suas distâncias com o MUSE estão assinalados com símbolos coloridos. As estrelas brancas correspondem a estrelas tênues da Via Láctea. Todos os demais símbolos correspondem a galáxias longínquas. Os círculos mostram objetos que aparecem também na imagem Hubble deste campo, os triângulos são mais de 25 novas descobertas nos dados MUSE, não sendo visíveis na imagem Hubble. Os objetos azuis estão relativamente próximos, os verdes e amarelos encontram-se mais distantes e os violetas e cor de rosa são galáxias que são vistas quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos de idade. O MUSE mediu mais de dez vezes o número de distâncias a galáxias longínquas neste campo do que o que se tinha conseguido anteriormente.

No entanto, estas imagens não contêm todas as respostas, para investigar melhor as galáxias nas imagens do campo profundo, os astrônomos tiveram que observar cada um destes objetos cuidadosamente com outros instrumentos, um trabalho difícil e demorado. Agora e pela primeira vez, o novo instrumento MUSE pode fazer as duas coisas ao mesmo tempo e muito mais depressa.
Uma das primeiras observações do MUSE depois de ter sido instalado no VLT em 2014 foi observar o Hubble Deep Field South (HDF-S). Os resultados obtidos excederam todas as expectativas.
“Depois de apenas algumas horas de observações no telescópio, demos uma olhada rápida nos dados e descobrimos muitas galáxias, o que foi muito encorajador. Quando voltamos para a Europa, começamos a explorar os dados com mais pormenor. Era como pescar em águas profundas e cada nova descoberta gerava muito entusiasmo e debate sobre o tipo de objetos que íamos descobrindo”, explicou Roland Bacon do Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CNRS), na França, pesquisador principal do instrumento MUSE e líder da equipe de comissionamento.
Para cada parte da imagem MUSE do HDF-S temos não apenas um pixel numa imagem, mas também um espectro que revela a intensidade das diferentes componentes de cor da radiação nesse ponto, cerca de 90.000 espectros no total. Cada espectro cobre um domínio de comprimentos de onda que vai desde a região azul do espectro electromagnético até ao infravermelho próximo (375-930 nanômetros). Estes dados revelam a distância, composição e movimentos internos de centenas de galáxias distantes, além de captarem também um pequeno número de estrelas muito tênues na Via Láctea.
Embora o tempo de exposição tenha sido muito mais curto que o utilizado para obter as imagens Hubble, os dados MUSE do HDF-S revelaram mais de vinte objetos muito tênues nesta pequena região do céu que o Hubble não conseguiu captar. O MUSE é particularmente sensível a objetos que emitem a maior parte da sua energia a alguns comprimentos de onda particulares, uma vez que esta radiação aparece como pontos brilhantes nos dados. As galáxias no Universo primordial possuem tipicamente espectros deste tipo, já que contêm hidrogênio gasoso que brilha devido à radiação ultravioleta emitida por estrelas quentes jovens.
“Houve um grande entusiasmo quando descobrimos galáxias muito distantes que não eram sequer visíveis na imagem mais profunda do Hubble. Depois de tantos anos trabalhando arduamente neste instrumento, ver os nossos sonhos tornarem-se realidade constituiu uma forte experiência para mim”, acrescenta Roland Bacon.
Ao observar cuidadosamente todos os espectros das observações MUSE do HDF-S, a equipe mediu as distâncias de 189 galáxias. Estas distâncias vão desde objetos relativamente próximos até alguns que são observados quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos de idade. Este valor corresponde a mais de dez vezes as medidas de distância que tínhamos antes para esta região do céu.
Para as galáxias mais próximas, o MUSE pode observar também as diversas propriedades nas diferentes regiões da mesma galáxia. Este aspecto revela como é que as galáxias giram e mostra-nos variações de outras propriedades de lugar para lugar. Esta é uma maneira poderosa de compreender como é que as galáxias evoluem ao longo do tempo cósmico.
“Agora que demonstramos as capacidades únicas do MUSE para explorar o Universo profundo, vamos observar outros campos profundos como o Hubble Ultra Deep Field. Poderemos estudar milhares de galáxias e descobrir novas galáxias extremamente distantes e tênues. Estas pequenas galáxias bebês, vistas tal como eram há mais de 10 bilhões de anos atrás, foram crescendo gradualmente, tornando-se galáxias como as que vemos hoje, como por exemplo a Via Láctea”, conclui Roland Bacon.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “The MUSE 3D view of the Hubble Deep Field South” de R. Bacon et al., que foi publicado hoje na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

A espetacular Nebulosa Roseta

A Nebulosa Roseta não é a única nuvem cósmica de gás e poeira que lembra a imagem de uma flor, mas é a mais famosa.

© Arno Rottal (NGC 2237)

Na borda de uma grande nuvem molecular no Unicórnio, a cerca de 5.000 anos-luz de distância, as pétalas desta rosa são, na verdade, um berçário estelar cuja forma adorável e simétrica é esculpida pelos ventos e radiação a partir das estrelas jovens e quentes do seu aglomerado central.

As estrelas do aglomerado energético, catalogado como NGC 2244 (Caldwell 50), têm apenas alguns milhões de anos de idade, enquanto a cavidade central na Nebulosa Roseta, catalogada como NGC 2237 (Caldwell 49), têm cerca de 100 anos-luz de diâmetro. A massa da nebulosa é estimada em cerca de 10.000 massas solares.

As estrelas emitem radiação ultravioleta que ioniza a nuvem de hidrogênio ao redor, gerando a cor avermelhada da nebulosa.

A Nebulosa Roseta pode ser vista com um pequeno telescópio na direção da constelação do Unicórnio (Monoceros).

Fonte: NASA

Um manto galáctico para uma estrela explodindo

A galáxia mostrada abaixo é a NGC 4424, localizada na constelação de Virgo.

© Hubble (NGC 4424)

A NGC 4424 também é conhecida como UGC 7561, e foi descoberta pelo astrônomo alemão Heinrich Louis d’Arrest no dia 27 de Fevereiro de 1865.

Ela não é visível a olho nu, mas foi captada nessa imagem espetacular pelo telescópio espacial Hubble através da Wide Field and Planetary Camera 2. A NGC 4424 é uma galáxia espiral barrada de magnitude 12 localizada a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância da Terra.

A NGC 4424 também é conhecida como UGC 7561, e foi descoberta pelo astrônomo alemão Heinrich Louis d’Arrest no dia 27 de Fevereiro de 1865.

Embora possa não ser óbvio a partir da imagem, a NGC 4424 é de fato uma galáxia espiral. Nessa imagem ela é vista mais ou menos de lado, mas se vista de cima seríamos capazes de observar os braços da galáxia circulando uma região central, dando a ela assim as características de uma galáxia espiral.

Em 2012 os astrônomos observaram uma supernova na NGC 4424. Uma supernova surge de uma violenta explosão que deu fim à vida de uma estrela. Durante a explosão de supernova, uma única estrela pode ter o brilho de uma galáxia inteira. Contudo, a supernova na NGC 4424, chamada de SN 2012cg, não pode ser vista nessa imagem, pois a imagem foi feita 10 anos antes da explosão. Ao longo da região central da galáxia, nuvens de poeira bloqueiam a luz das estrelas distantes e criam faixas escuras.

À esquerda da NGC 4424 existem dois objetos brilhantes que aparecem na imagem. O mais brilhante deles, é uma galáxia menor conhecida como LEDA 213994 e o objeto mais próximo da NGC 4424 é uma estrela anônima da nossa própria Via Láctea.

Fonte: ESA

Buraco negro inibe o crescimento de estrelas

Um buraco negro em uma galáxia distante bombeia para fora ventos que viajam a um terço da velocidade da luz, dando aos astrônomos a melhor evidência até agora de que os buracos negros podem limitar o seu próprio crescimento e encerrar a formação de estrelas em seus domínios.

© Chandra/Hubble/VLA (galáxia NGC 1068)

A evidência vem sob a forma de raios X fluindo de um quasar, um ponto de luz tão brilhante que ofusca uma galáxia inteira, localizado um pouco mais de dois bilhões de anos-luz da Terra, sustenta ventos que transportam mais energia a cada segundo do que é emitido por mais de um trilhão de sóis!

Na verdade, um quasar é um buraco negro. Mais precisamente, é um disco de acreção, uma nuvem em forma de panqueca de gás que aquece a milhões de graus, enquanto ele colapsa para dentro do campo gravitacional voraz de um buraco negro gigante.

Praticamente todas as galáxias, incluindo a nossa própria Via Láctea, abriga um buraco negro supermassivo no seu núcleo, pesando tanto quanto milhões, ou até bilhões, de estrelas.

Nem todo buraco negro supermassivo se torna um quasar, e as novas observações ajudam a demonstrar o motivo. Por intermédio dos telescópios espaciais XMM-Newton (ESA) e NUSTAR (NASA), o principal autor da pesquisa Emanuele Nardini, da Universidade de Keele, no Reino Unido e seus colegas mapearam um um fluxo de gás quente longe do quasar, conhecido como PDS 456, localizado na constelação Serpens.

© Chandra/Hubble (nuvem de gás quente ejetada da galáxia NGC 1068)

A imagem composta acima mostra a galáxia NGC 1068 no óptico e em raios X, revela uma enorme nuvem de gás quente que emana do buraco negro supermassivo no centro da galáxia.

O fluxo de gás emanado é alimentado por luz intensa que sai do disco de acreção. Como o gás é arrastado, o disco de acreção e finalmente o próprio buraco negro, tornam-se carentes de material novo. Logo, os “ventos” estão regulando o crescimento do buraco negro, impedindo o crescimento de estrelas próximas. À medida que a bolha de expansão do gás se move mais longe, ele empurra para além das nuvens moleculares gigantes onde novas estrelas se formam. Os ventos do quasar estão contribuindo significativamente para a perda de massa em uma galáxia, dirigindo o seu fornecimento de gás, que é o combustível para a formação de estrelas. Foi detectado por ambos os telescópios átomos de ferro sendo transportados pelos ventos do quasar.

© JPL/California Institute of Technology (gráfico da absorção de ferro)

Este fato que está ocorrendo no quasar PDS 456 é provavelmente típico do que está acontecendo na maioria dos quasares. A grande diferença é que a maioria dos outros quasares estão muito mais longe da Terra, o que significa que a luz que vemos a partir deles foi emitida pelos buracos negros supermassivos no interior de galáxias quando o Universo era muito mais jovem do que eles são agora.

A abundância de galáxias próximas passou por uma fase de quasar em sua juventude, mas graças ao processo descrito nestas novas observações, se estabeleceram numa evolução muito mais silenciosa de meia-idade. Acontece que o PDS 456 teve um início tardio.

Na verdade, é como se o PDS 456 fosse como um quasar fóssil, antigo em sua aparência, mas jovem o suficiente para que os astrônomos possam estudá-lo em detalhe.

Uma publicação sobre o assunto foi publicada na revista Science.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory e National Geographic

O Rio Escuro até Antares

Ligando a Nebulosa do Cachimbo à região colorida perto da brilhante estrela Antares está uma nuvem escura apelidada de Rio Escuro, que flui a partir da borda esquerda da imagem.

© Jason Jennings (Rio Escuro)

Mostrando-se turva, a aparência do Rio Escuro é causada pela poeira que obscurece a luz das estrelas de fundo, embora a nebulosa escura contenha principalmente hidrogênio e gás molecular.

Cercada por poeira, Antares, uma estrela supergigante vermelha, cria uma nebulosa de reflexão amarelada incomum e brilhante. Acima dela, a estrela dupla azul e brilhante Rho Ophiuchi está incorporada numa das mais típicas nebulosas de reflexão azuladas, enquanto as avermelhadas nebulosas de emissão também estão espalhados pela região. O enxame globular M4 é visto logo acima e à direita de Antares, embora ele se encontre muito atrás das nuvens coloridas, a uma distância de cerca de 7.000 anos-luz. O próprio Rio Escuro está a cerca de 500 anos-luz de distância.

O colorido quadro celeste é um mosaico de imagens telescópicas que mede cerca de 10 graus (20 Luas Cheias) através do céu na constelação do Escorpião.

Fonte: NASA

A bela Planum Australe em Marte

Essa exuberante imagem mostra o polo sul de Marte, conhecida como Planum Australe.

© ESA/Mars Express (Planum Australe)

A Planum Australe é coberta por uma permanente camada de gelo com 3 km de espessura e com aproximadamente 350 km de diâmetro. A composição geral é de água congelada e dióxido de carbono. Interessantemente o congelamento e degelo sazonal da calota de gelo resulta na formação de vales com diversos formatos. Esta estrutura é dissecada na periferia por vales escarpados cor de café, possivelmente moldados por poderosos ventos catabáticos.

Durante a primavera o dióxido de carbono armazenado entra em erupção à medida que a calota se aquece expelindo areia e poeira escura. O centro da calote encontra-se deslocado cerca de 150 km para norte do polo sul geográfico. As duas gigantescas bacias no hemisfério ocidental, Hellas Planitia e Argyre Planitia, geram fortes ventos na direção do polo sul do planeta, o que cria um sistema de baixas pressões permanente diretamente sobre a calota polar.

Os gêiseres podem ejetar material a uma velocidade superior a 161 km/h. A missão Mars Geyser Hopper será enviada a Marte para explorar esses gêiseres. A missão custará aproximadamente 325 milhões de dólares e deve ser lançada em 1 de Março de 2016 e deve pousar em Marte durante o verão no hemisfério sul do planeta em 31 de Dezembro de 2016.

Fonte: ESA

Disco de poeira circunestelar é distorcido por um exoplaneta

Com o auxílio do telescópio espacial Hubble astrônomos fizeram a imagem mais detalhada até o momento de um grande disco de gás e poeira circulando a estrela de 20 milhões de anos Beta Pictoris.

© Hubble (Beta Pictoris em 1997 e 2012, de cima para baixo)

A estrela Beta Pictoris permanece até hoje sendo o único disco de detritos diretamente imageado que tem um planeta gigante, que foi descoberto em 2009. Devido ao seu período orbital ser comparativamente curto, estimado entre 18 e 22 anos, os astrônomos podem observar grande movimentação em poucos anos. Isso permite que os cientistas estudem como o disco da Beta Pictoris é distorcido pela presença de um massivo planeta mergulhado dentro do seu disco.

A nova imagem, feita na luz visível do Hubble traça o disco a uma distância de cerca de um milhão de quilômetros da estrela, o que equivale ao raio da órbita de Saturno ao redor do Sol.

“Algumas simulações computacionais fizeram a previsão de uma complicada estrutura para o disco interno devido à força gravitacional do curto período do planeta gigante. As novas imagens revelam o disco interno e confirmam as estruturas previstas. Essa descoberta valida os modelos, que nos ajudarão a deduzir a presença de outros exoplanetas em outros discos”, disse Daniel Apai da Universidade do Arizona. O planeta gasoso gigante no sistema Beta Pictoris foi diretamente imageado na luz infravermelha pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO a mais de seis anos.

© ESO (Beta Pictoris vista na luz infravermelha)

Esta imagem composta representa o ambiente perto de Beta Pictoris vista no espectro infravermelho próximo. Este ambiente bem fraco é revelado após uma subtração do halo estelar muito mais brilhante. A parte exterior da imagem mostra a luz refletida no disco de poeira, como observado em 1996, com o instrumento ADONIS no telescópio de 3,6 m do ESO; a parte mais interna do sistema é vista em 3,6 microns com o NACO no VLT em 2008. A fonte recém-detectada é mais de 1.000 vezes mais fraca do que Beta Pictoris, alinhada com o disco, a uma distância projetada de 8 vezes a distância Terra-Sol. Ambas as partes da imagem foram obtidas em telescópios do ESO, equipados com óptica adaptativa.

Quando compararam as últimas imagens do Hubble, com as imagens de 1997, os astrônomos descobriram que a distribuição da poeira do disco mudou neste período, apesar do fato da estrutura inteira estar orbitando a estrela como um carrossel. Isso significa que a estrutura do disco é suavemente contínua na direção da sua rotação na escala de tempo, aproximadamente, acompanhando o período orbital do planeta.

Em 1984 a Beta Pictoris foi a primeira estrela descoberta a abrigar um disco brilhante de poeira e detrito circunestelar que espalha a luz. Desde então, a Beta Pictoris tem sido objeto de intenso estudo do Hubble e de telescópios baseados na Terra. As observações espectroscópicas feitas pelo Hubble em 1991 descobriram a evidência de cometas extrassolares que frequentemente caem em direção a estrela.

O disco é facilmente observado porque ele está de lado e é especialmente brilhante devido à grande quantidade de poeira que espalha a luz, presente no disco. Além disso, a estrela Beta Pictoris está a 63 anos-luz, mais próxima da Terra do que outros sistemas de discos conhecidos.

Apesar do telescópio espacial Hubble já ter observado duas dezenas de discos circunestelares que espalham luz até o momento, o sistema de Beta Pictoris é o primeiro e melhor exemplo de como se deve parecer um sistema planetário jovem.

Uma coisa que os astrônomos aprenderam recentemente sobre os discos de detritos circunestelares é que suas estruturas, e a quantidade de poeira, é incrivelmente diversificada, e pode estar relacionada com os locais e com as massas dos planetas presentes nesses sistemas. “O disco de Beta Pictoris é o protótipo para um sistema de detrito circunestelar, mas ele pode não ser um bom arquétipo”, disse o co-autor Glenn Schneider da Universidade do Arizona.

Nota-se que o disco da Beta Pictoris é excepcionalmente empoeirado. Isso pode ser devido às recentes grandes colisões entre os corpos de tamanho planetário e outros corpos com tamanho de asteroides não observados que estão mergulhados no disco. Em particular, um lóbulo brilhante de poeira e gás no lado sudoeste do disco pode ser o resultado da pulverização de um corpo do tamanho de Marte que passou por uma grande explosão.

Tanto as imagens de 1997 e de 2012 foram feitas na luz visível espectógrafo do telescópio espacial Hubble, no modo de imageamento coronográfico. Um coronógrafo tem por objetivo bloquear a luz e o brilho da estrela central de modo que o disco possa ser observado.

Fonte: Space Telescope Science Institute e ESO

Descoberta a origem do campo magnético que cobre o Sol

O campo magnético que cobre o Sol e determina o seu comportamento, os ciclos de 11 anos que produzem fenômenos como manchas e tempestades solares, também tem outro lado: uma teia magnética que cobre toda a superfície do Sol em repouso e cujo fluxo magnético resultante é maior do que o das áreas ativas.

© IAA-CSIC/M. Gosic (fluxo magnético solar)

Um estudo liderado pelo Instituto de Astrofísica da Andaluzia (IAA-CSIC) revelou de onde é que o fluxo que alimenta esta teia vem.

O contorno da teia magnética solar coincide com os limites dos chamados supergrânulos, estruturas ligadas à existência de gás quente que sobe para a superfície (efeito semelhante às bolhas feitas por água fervendo) e com cerca de 20 mil km de diâmetro.

"Nós descobrimos que dentro destes supergrânulos, no que é conhecido como intra-rede, pequenos elementos magnéticos viajam para os limites exteriores e interagem com a rede," afirma Milan Gosic, pesquisador responsável pelo estudo.

O acompanhamento destes elementos até agora pouco conhecidos foi por si só um avanço considerável, mas o cálculo da sua contribuição para a teia magnética solar veio como uma grande surpresa: estes pequenos elementos podem criar e transferir, no espaço de apenas 14 horas, todo o fluxo magnético detetado na teia. "Tendo em conta que apenas cerca de 40% deste fluxo acaba na teia, nós achamos que a intra-rede pode repor o fluxo da teia em 24 horas," afirma Louis Bellot (IAA-CSIC), membro da equipe de pesquisa.

A taxa observada de transferência de fluxo magnético para a rede magnética é de 1,5 × 10²⁴ Mx por dia ao longo de toda a superfície solar. Sendo Mx é uma unidade de medida do fluxo magnético no sistema gaussiano, onde: 1 Mx = 1 G cm² = 10⁻⁸ Wb.

O modelo até agora dominante postulava que, por um lado, os campos magnéticos da teia resultavam da deterioração de zonas ativas como as manchas solares e, por outro, de estruturas conhecidas como regiões efêmeras, que fornecem uma série de fluxos mas que não são muito comuns.

Nesse sentido, o estudo por Gosic et al. provocou uma mudança de paradigma porque mostrou que as regiões efêmeras são demasiado escassas para ter um impacto significativo. "Ao longo de 40 horas detectamos apenas duas regiões efêmeras, pelo que a sua contribuição à teia não pode ser mais do que 10% do fluxo total. Em contraste, os pequenos elementos na intra-rede são contínuos e claramente dominantes," explica Gosic (IAA-CSIC).

A descoberta foi feita no decurso de sequências temporais extraordinariamente longas de observação (cerca de 40 horas) com o satélite japonês de alta resolução HINODE - um recorde para este tipo de instrumentos - que tornou possível o acompanhamento da evolução das células supergranulares durante toda a sua vida.

"Acredita-se que os elementos magnéticos da intra-rede e as suas interações com a teia possam ser responsáveis pelo aquecimento das camadas superiores da atmosfera solar, um dos problemas não resolvidos mais prementes da Física Solar," comenta Luis Bellot (IAA-CSIC). O estudo dos elementos magnéticos com dados do Hinode vão permitir uma utilização científica mais eficiente dos dados da missão SolO (Solar Orbiter) da ESA, para a qual a IAA-CSIC está desenvolvendo o instrumento IMAX.

Um artigo sobre a descoberta foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Instituto de Astrofísica da Andaluzia

A Estrela de Schulz

Uma equipe internacional de cientistas, liderada pelo Dr. Eric Mamajek, da Universidade de Rochester determinou que a aproximadamente 70.000 anos atrás, o recém-descoberto, próximo e de pouca massa, sistema binário WISE J072003.20-084651.2 passou a uma distância de apenas 0,8 anos-luz do Sol.

© University of Rochester/Michael Osadciw (ilustração da Estrela de Schulz)

Esta localização está dentro da distante nuvem de cometas, conhecida como Nuvem de Oort externa. Não se tem conhecimento, pelo menos até hoje, de nenhuma outra estrela que tenha se aproximado tanto assim do Sistema Solar, cerca de 5 vezes mais perto do que a atual estrela mais próxima do Sol, Proxima Centauri, que está localizada a cerca de 4,2 anos-luz da Terra.

O sistema binário, contém uma estrela anã vermelha (com uma massa de aproximadamente 8% da massa do Sol) e uma anã marrom (com uma massa de 6% a massa do Sol). Ele está localizado na constelação de Monoceros, a cerca de 20 anos-luz de distância da Terra.

O sistema foi apelidado de Estrela de Schulz em homenagem ao seu descobridor, o Dr. Ralf-Dieter Schulz do Leibiniz-Institut für Astrophysik Potsdam, na Alemanha, que primeiro relatou a sua descoberta em 2014.

Recentemente, o Dr. Eric Mamajek e seus colegas analisaram a velocidade e a trajetória deste sistema binário.

A trajetória da estrela sugere que a 70.000 anos atrás, ela passou a cerca de 52.000 unidades astronômicas (ou cerca de 0,8 anos-luz) do nosso Sol. De acordo com a equipe, a Estrela de Scholz tem uma mistura de características incomuns, apesar de estar muito próxima, ela apresenta um movimento tangencial muito lento.

“O movimento tangencial baixo e a proximidade inicialmente indicaram que a estrela estava muito provavelmente se movendo a um encontro no futuro com o Sistema Solar, ou que ela tinha recentemente passado pelo Sistema Solar e agora estava se afastando”, disse o Dr. Mamajek.

“As medidas de velocidade radial foram consistentes com uma estrela que estava se afastando das vizinhanças do Sol, e assim nós percebemos que ela deve ter tido um encontro num passado não muito distante”.

Os cientistas simularam 10.000 órbitas da Estrela de Scholz, levando em consideração sua posição, distância e velocidade, além do campo gravitacional da Via Láctea, e as incertezas estatísticas em todas as medidas.

Das 10.000 simulações, 98% mostraram que a estrela passou através da Nuvem de Oort externa, mas felizmente somente uma realização trouxe a estrela para a Nuvem de Oort interna, o que poderia ter deflagrado uma chuva de cometas.

No ponto mais próximo de sua passagem pelo Sistema Solar, a estrela pode ter atingido uma magnitude de 10, cerca de 50 vezes mais apagada do que normalmente pode ser visto a olho nu. Ela é magneticamente ativa, o que pode ter feito com que ela repentinamente ficasse milhares de vezes mais brilhante que Júpiter.

Assim, é possível que ela possa ter sido vista no céu, a olho nu, por nossos ancestrais a 70.000 anos atrás por minutos ou horas, durante esse raro evento de brilho intenso, chamado de flare.

Até agora, a estrela que dominava o recorde de distância de um sobrevoo pelo Sol era a HIP 85605, que foi prevista, passar perto do Sol em 240.000 a 470.000 anos a partir de agora.

Um artigo sobre este sistema binário foi publicado no Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Rochester

Palomar 12

O aglomerado globular de estrelas Palomar 12 não nasceu na Via Láctea.

© Hubble (Palomar 12)

As estrelas do aglomerado, identificadas pela primeira vez no Palomar Sky Survey são mais jovens do que aquelas encontradas em outros aglomerados globulares de estrelas que vagam pelo halo da Via Láctea.

A posição do Palomar 12 na nossa galáxia e as medidas de movimento, sugerem que seu local de origem foi em algum momento no passado a Galáxia Anã Elíptica Sagitário, uma galáxia satélite da Via Láctea. Perturbada pela maré gravitacional durante encontros próximos, a galáxia satélite perdeu parte de suas estrelas para a Via Láctea. Agora fazendo parte do halo da nossa Galáxia, a captura por maré do Palomar 12 provavelmente ocorreu a cerca de 1,7 bilhões de anos atrás. Visto atrás de um primeiro plano repleto de estrelas “pontiagudas”, nessa imagem nítida do Hubble, o Palomar 12 se espalha por quase 60 anos-luz. Ele está localizado a aproximadamente 60.000 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação de Capricórnio.

Fonte: ESA

O núcleo de uma galáxia de explosão de estrelas

Qual o motivo de algumas galáxias apresentarem explosão de estrelas enquanto outras não?

© ALMA (nuvens dentro da galáxia NGC 253)

A imagem acima mostra nuvens dentro NGC 253. A região vermelha é a de mais baixa densidade de gás CO em torno de regiões de formação estelar de maior densidade em amarelo.

Para entender a causa a equipe de David Meier do National Radio Astronomy Observatory (NRAO) e do New Mexico Institute of Mining and Technology usou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array  (ALMA) para dissecar um aglomerado de berçários estelares no centro da galáxia NGC 253.

A NGC 253 é também conhecida como Galáxia da Moeda Prateada, ou Galáxia do Dólar Prateado, ou ainda como Galáxia do Sculptor, e foi descoberta em 23 de Setembro de 1783 por Caroline Herschel (irmã de William Herschel).

A galáxia está localizada a aproximadamente 11,5 milhões de anos-luz de distância da Terra e é o membro mais brilhante do Grupo de Galáxias do Sculptor.

Ela é considerada uma galáxia de explosão de estrelas, pois nessa galáxia as estrelas se formam e explodem numa taxa muito alta, incomum se comparada com a maior parte das galáxias conhecidas.

“Todas as estrelas se formam em densas nuvens de poeira e gás. Até agora, os astrônomos não conseguiam ver o que exatamente se passava dentro das galáxias de explosão de estrelas, que a diferenciam das outras galáxias que formam estrelas normalmente”, disse Adam Leroy da Ohio State University em Columbus.

O ALMA mudou isso oferencendo o poder e a potência necessária para resolver as estruturas de formação de estrelas individualmente, mesmo nos sistemas mais distantes. A excepcional resolução do ALMA e a sua sensibilidade permitiram que os pesquisadores identificassem 10 distintas regiões de formação de estrelas no núcleo da NGC 253. Os astrônomos então mapearam a distribuição de cerca de 40 assinaturas no comprimento de onda milimétrico de diferentes moléculas no coração da galáxia. Isso foi crucial já que as diferentes moléculas correspondem às diferentes condições ao redor e onde estão as nuvens formadoras de estrelas.

Por exemplo, o monóxido de carbono corresponde aos massivos envelopes de gás menos denso que fica ao redor dos berçários estelares. Outras moléculas, como o hidrogênio, revelam densas áreas de ativa formação de estrelas. Moléculas ainda mais raras, como H13CN e H13CO+, indicam regiões ainda mais densas.

Comparando a concentração, distribuição e movimento dessas moléculas, os cientistas foram capazes de espiar separadamente as nuvens de formação de estrelas na galáxia, revelando que elas são muito mais massivas, 10 vezes mais densas e muito mais turbulentas do que os mesmos tipos de nuvens observados em galáxias espirais normais.

Essas diferenças sugerem que não é apenas o número de berçários estelares que estabelecem a aceleração de criação de novas estrelas na galáxia, mas também o tipo de berçário estelar que está presente.

Pelo fato das nuvens de formação de estrelas na NGC 253 empacotarem muito material numa pequena região do espaço, elas são simplesmente, lugares melhores para a formação de estrelas com um bom reservatório de material disponível.

“Essas diferenças têm grandes implicações sobre como a galáxia cresce e se desenvolve. O que nós gostaríamos de saber finalmente é se uma galáxia de explosão de estrelas como a NGC 253 não só produz mais estrelas, mas também se ela produz tipos de estrelas diferentes daqueles encontrados, por exemplo, na Via Láctea”, disse Leroy.

Um artigo que relata essa descoberta foi aceito para publicação no Astrophysical Journal.

Fonte: ALMA Observatory

A importância das supernovas na evolução do Universo

Uma equipe de astrônomos do Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ) observou a estrela Nova Delphini 2013, que ocorreu em 14 de agosto de 2013.

© NAOJ (ilustração da explosão de uma nova clássica)

Usando o espectófrafo High Dispersion Spectrograph (HDS) do telescópio Subaru de 8,2 metros para observar esse objeto, eles descobriram que a explosão está produzindo uma grande quantidade de lítio (Li). O lítio é um elemento primordial para o estudo da evolução química do Universo, porque ele provavelmente foi e é produzido de várias formas: através da nucleossíntese do Big Bang, em colisões entre raios cósmicos energéticos e do meio interestelar, dentro interior das estrelas, e como resultado de explosões de novas e supernovas. Esta nova observação fornece a primeira evidência direta para o fornecimento de Li de objetos estelares ao meio galáctico. A equipe espera aprofundar os entendimentos da evolução química galáctica, uma vez que explosões de novas deve ser importantes fornecedores de Li no Universo recente.

O Universo consistia principalmente de hidrogênio (H) e hélio (He) imediatamente após o Big Bang, exceto para quantidades muito pequenas de Li. Uma vez que existem outros elementos mais pesados ​​que H e He no Universo atual, os astrônomos querem entender como os elementos pesados, como o carbono (C), oxigênio (O) e ferro (Fe) são produzidos. Tais elementos pesados ​​são produzidos principalmente no interior das estrelas ou supernovas. Em seguida, eles são fornecidos para o meio interestelar como materiais de sementes para a próxima geração de estrelas.
O Li é o terceiro elemento mais leve seguinte de H e He, e é familiar para nós como o material de base para as baterias de íons de lítio usadas em computadores, telefones inteligentes, carros ecológicos, etc…

A nucleossíntese do Big Bang produziu uma quantidade muito pequena de Li. As colisões entre raios cósmicos galácticos (núcleos atômicos energéticos que viajam com velocidades muito altas) e núcleos atômicos no meio interestelar também são geradores de Li quebrando núcleos de elementos pesados. Estrelas de pequena massa como o Sol, e eventos como explosões de supernovas também são considerados como candidatos de locais de produção de Li. Além disso, os cientistas têm assumido que as novas também devem produzir este elemento.

Uma explosão de uma nova clássica deve ocorrer na superfície de uma anã branca com uma estrela companheira próxima. Quando a distância entre duas estrelas está perto o suficiente, o gás externo do companheira começa a se acumular na superfície da anã branca através de um disco de acreção. A camada mais espessa de gás na anã branca aumenta a sua temperatura e densidade. No interior das estrelas, a energia produzida pelas reações nucleares do núcleo é equilibrada pela gravidade do gás circundante, e, em seguida, a reação torna-se estável. No entanto, a reacção nuclear de uma camada fina de gás sobre a superfície de uma anã branca tem um resultado diferente. A reação nuclear torna-se instável, resultando numa explosão que afasta a camada de gás.

O Li é o melhor indicador para sondar a evolução química completa do Universo, medindo a quantidade de Li encontrado em várias estrelas na Via Láctea. Isto permite estimar a quantidade produzida através de cada processo. Hoje, como resultado dessas abordagens indiretas, estrelas de baixa massa ou explosões de novas são os candidatos mais importantes para a produção de Li na atualmente. No entanto, não houve observações diretas dos processos.

Em 14 de agosto, 2013, o conhecido astrônomo amador japonês Koichi Itagaki encontrou uma nova estrela brilhante na constelação de Delphinus. Esta estrela, que foi nomeado Nova Delphini 2013 (V339 Del), estava com magnitude 6,8 na descoberta e atingiu um pico de 4,3 no prazo de dois dias. Foi a primeira nova vista a olho nu desde 2007, quando a V1280 Sco foi encontrada. Cerca de 40 dias depois, em setembro de 2013, uma equipe de astrônomos observaram a nova investigando os materiais expelidos pela explosão, isto é, descobrindo que a nova produzia uma grande quantidade de Li.

A Nova Delphini 2013 é considerada uma "nova clássica". Elas brilham quando ocorrem reações nucleares explosivas em materiais acumulados na superfície de uma estrela anã branca em um sistema binário próximo. As reações nucleares devem produzir uma série de elementos diferentes (em comparação com os produzidos nos interiores estelares ou explosões de supernovas). O Li é um elemento tipicamente produzido em tais explosões. Historicamente, ninguém foi capaz de obter uma boa evidência observacional para a sua produção em explosões novas.

Quando o grupo de pesquisa observou a Nova Delphini 2013 usando o telescópio Subaru, eles usaram o espectófrafo HDS para discernir os constituintes dos materiais expulsos da explosão da nova em quatro épocas.

As linhas de absorção provenientes de diversos elementos tais como H, He, e Fe são identificadas no espectro observado. Entre eles, há conjuntos de linhas de absorção fortes na faixa ultravioleta (UV) (comprimento de onda de 313 nanômetros) do espectro. Comparando estas linhas com outras linhas provenientes do H, cálcio (Ca), e outros elementos, verifica-se que eles são provenientes de um isótopo de berílio (Be), ⁷Li, que é o quarto elemento mais leve no Universo.

Em uma nova clássica, os isótopos de He (³He) e o abundante ⁴He transferidos do companheiro são fundidos para formar o elemento radioativos ⁷Be num ambiente com temperatura muito alta na superfície de um anã branca. Este isótopo radioativo decai para formar um isótopo de lítio (⁷Li) dentro de um curto período de tempo, cuja meia-vida é de 53,22 dias. Porque o ⁷Li é muito frágil em um ambiente de alta temperatura, é necessário transportar ⁷Be a uma região mais fria, a fim de enriquecer o Li no meio interestelar.

Esta descoberta de ⁷Be dentro de 50 dias após a explosão da nova significa que esta explosão produz uma grande quantidade de ⁷Li formado a partir de ⁷Be. Porque ⁷Be é encontrado nas bolhas de gás soprado para fora da região central da nova em velocidades elevadas (~ 1.000 km/s), o ⁷Li formado a partir deste ⁷Be não deve ser destruído em um ambiente de alta temperatura. Este ⁷Li se espalha para o espaço interestelar, e será incluído na próxima geração de estrelas. Verificou-se que a abundância ⁷Be nas bolhas de gás estimadas a partir das forças de suas linhas de absorção é comparável ao do Ca. Esta quantidade de ⁷Be (= ⁷Li) deve ser bastante grande, dado que o Li é conhecido como um elemento muito raro no Universo.

A quantidade de Li aumenta rapidamente na galáxia na época atual, em que as quantidades de elementos pesados ​​têm aumentado. Portanto, há muito tempo se especulou que estrelas de baixa massa com vida útil mais longa deve estar entre os principais fornecedores de Li no Universo. Devido as explosões de novas ocorrerem em sistemas binários que evoluíram a partir de tais estrelas de baixa massa (especialmente a companheira rica em ³He, o que é necessário para produzir ⁷Be), elas são fortes candidatas como fornecedoras de lítio.

As observações usando o espectófrafo HDS fornecem a primeira evidência forte para provar que as novas produzem quantidades significativas de Li no Universo. Esta descoberta confirma o modelo de evolução química do Big Bang até o Universo atual, como previsto por cientistas.

Esta pesquisa intitulada "Explosive lithium production in the classical nova V339 Del (Nova Delphini 2013)" foi publicada hoje na revista Nature.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Sirius, uma estrela na contramão da teoria

Estrela branca pode ter sido vermelha?

© NASA/ESA/G. Bacon (Sirius A e B)

Qualquer astrônomo sabe que Sirius é dupla e de cor branca. Contudo na antiguidade há registros feitos pelos babilônios, egípcios, gregos, romanos bem como em cartas celestes, onde aparece Sirius como uma estrela avermelhada. Numa tradução latina do poema grego de Aratus, Cícero (Marco Túlio Cícero, político, orador e filósofo, 106-43 a.C.) relata que Sirius “cintila como uma luz avermelhada”. Essa estrela de brilho esplêndido, a mais brilhante do céu, por isso mesmo a mais notada, tem sofrido em tempos históricos uma estranha transformação em sua luz.

Seriam essas observações uma falha nos achados arqueológicos de povos que registraram outros fenômenos com impressionante acuidade ou realmente Sirius mudou de cor? Tudo leva a crer que sim e para chegar a essa conclusão os pesquisadores alemães Wolfhard Schlosser e Werner Bergmann da Universidade de Ruhr, contaram com a sorte de descobrir nas crônicas de São Gregório de Tours, cidade francesa, datadas do ano 577, uma referência a Sirius que a descreveu de cor avermelhada. Acrescente-se que São Gregório não teve acesso aos trabalhos de observadores do céu na antiguidade e era considerado o maior sábio do seu tempo. Para explicar o fato, os pesquisadores sugeriram que a companheira de Sirius era uma estrela do tipo gigante vermelha. De lá para cá sofreu um processo de envelhecimento, queimou quase todo seu combustível nuclear, contraiu e tornou-se uma anã branca. Essa tese foi publicada na conceituada revista inglesa de ciência Nature.

Mas, para eles, esse processo em Sirius B tomaria no mínimo 100.000 anos e isso implicaria em uma revisão da teoria mais aceita pelos astrofísicos uma vez que a menos de 1.500 anos atrás Sirius ainda era avermelhada.

Um salto evolutivo em cerca de 1.500 anos? Em 577, Sirius B seria uma estrela do tipo gigante vermelha e seu brilho ofuscava Sirius A, uma estrela branca. Atualmente, Sirius B encolheu, tornou-se uma anã branca e o seu tom avermelhado desapareceu, enquanto Sirius A não mudou.

As estrelas anãs brancas estão divididas em dois tipos que obedecem uma evolução diferente segundo sua massa original. A primeira é para estrelas com massa entre 0,08 e 0,45 massas solares que após queimar o hidrogênio passa a queimar o hélio e num processo de expansão se transforma em uma gigante vermelha. Esta fase se estabiliza, inicia-se a seguir uma um período de contração e o produto final é uma anã branca com núcleo de hélio. O outro tipo são estrelas com massa inicial entre 0,8 a 10 massas solares. Após consumir o hidrogênio no centro passa a queimar o hélio e numa fase de expansão se transforma em uma gigante vermelha. Contudo, o processo de expansão continua transformando o hélio em carbono e oxigênio, produzindo-se assim uma supergigante vermelha com núcleo supermassivo, resultando numa anã branca. Nesta fase, a estrela não consegue reter as camadas externas que passam a se expandir, gerando uma nebulosa planetária. A anã branca produto deste tipo de estrela é composta de carbono e oxigênio, portanto diferente do primeiro tipo. Baseado neste tipo de evolução estelar mais aceito atualmente e que comprova-se com o que é observado, o que aconteceu com a companheira de Sirius se enquadra no primeiro tipo, uma vez que não é observado nenhum resíduo de gás envolvendo a estrela e qualquer sinal de uma nebulosa planetária.  As últimas pesquisas apontam que Sirius B tem baixa temperatura, alta luminosidade e tem uma massa solar concentrada em um raio de somente 18.000 km ou 2,8 o raio da Terra. Sua densidade nesse caso é de 2 milhões de vezes da água. Algumas anãs brancas tem densidades centrais tão altas que uma colher de chá desse material pesaria algo em torno de 50 toneladas. A anã branca de Sirius é a mais próxima conhecida. Atualmente se conhecem mais de 25.000 anãs brancas e 10.000 nebulosas planetárias na Via Láctea.

As características de Sirius são bem conhecidas. Ela integra a constelação do Cão Maior com magnitude aparente de -1,5, a 8,6 anos-luz da Terra, 1.76 vezes maior que o Sol, 26 vezes mais luminosa e tem uma temperatura superficial de 11.000 K. Devido ao seu forte brilho, para alguns povos significava “a ardente” e para outros “a brilhante”. No Egito antigo, quando ocorria o nascer helíaco de Sirius, iniciava-se a cheia do rio Nilo, evento ansiosamente aguardado pelos habitantes pois era chegada a hora do plantio. Esta data servia também para ajustar o calendário egípcio de 365 dias. Conhecida como Sothis, marcava a criação do mundo e o inicio do ano em seu primeiro nascer helíaco.

No inicio de 1834, o astrônomo alemão Friederich Wilhelm Bessel (1784-1846), suspeitou que o movimento próprio de Sirius não era uniforme. Dez anos depois, em Königsberg, Alemanha, ele anunciou que as irregularidades observadas no movimento próprio de Sirius só poderia ser explicado pela presença de uma astro perturbador. Constatou o mesmo em Procyon por apresentar também uma flutuação no movimento próprio. O período da companheira de Procyon mais tarde confirmado por Anwers é de 40,6 anos. A comprovação da companheira de Sirius veio somente em 1862 através do óptico e matemático americano Alvan G. Clark (1832-1897) quando testava com seu filho uma luneta com objetiva de 47 cm por ele construída. Entretanto, foi o filho que observou: “Pai, Sirius tem uma companheira”. Bessel inaugurou o primeiro capítulo do que poderíamos chamar de “astronomia do invisível” pois foi prevista em razão do efeito gravitacional no movimento próprio da estrela principal. Nesse sentido é preciso considerar também a descoberta em 1969 de um companheiro invisível na estrela Aitken 14 feita pelo astrônomo brasileiro Ronaldo R. de Freitas Mourão (1935-2014). Tal descoberta foi confirmada pelo astrônomo francês P. Baize e pelo astrônomo austríaco J. Hoppmann que determinou sua órbita provisória. A descoberta de Bessel inaugurou uma nova categoria de estrelas: as anãs brancas.

As duas estrelas se atraem mutuamente ao redor de um centro de gravidade comum, com período de 50 anos. Sirius B é dez magnitudes mais fraca que Sirius A. Sua observação só é possível com grandes instrumentos ou aberturas menores munidas com câmaras CCD. Contudo isso não basta e é necessário conhecer a época em que Sirius B se encontra mais afastada de Sirius A (apoastro) em razão do brilho intenso dessa estrela. Atualmente a observação de Sirius B é muito difícil. A história envolvendo Sirius é intrigante, e mostra que os mistérios sobrevivem tanto na Terra como no céu.

Este texto foi abordado pelo astrônomo brasileiro Nelson Alberto Soares Travnik, diretor do Observatório Astronômico de Piracicaba (SP), e membro titular da Sociedade Astronômica da França.

Fonte: Scientific American Brasil