Estrela Polar e o cometa Lovejoy

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

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

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

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

Fonte: NASA

Órbitas circulares para exoplanetas pequenos

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

A supernova 1994D e o Universo inesperado

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

 

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

 

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

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

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

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

Fonte: NASA

Explosão colossal em estrela gigante vermelha

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

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

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

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

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

Um artigo anunciando a descoberta foi publicado na revista Nature.

Fonte: Chalmers University of Technology

Galáxias em fusão com buracos negros emitem sinais de rádio

Na mais extensa pesquisa do seu tipo já realizada, uma equipe de cientistas encontrou uma relação inequívoca entre a presença de buracos negros supermassivos que alimentam jatos velozes que emitem sinais de rádio e a história da fusão das suas galáxias hospedeiras.

 

 

© ESA/Hubble/ESO/L. Calçada (ilustração de jatos velozes oriundos de buracos negros supermassivos)

 

Descobriu-se que quase todas as galáxias que contêm estes jatos estão ou se fundindo com outra galáxia, ou fizeram-no recentemente. Os resultados dão peso significativo ao caso dos jatos como o produto de buracos negros em fusão.

Os astrônomos utilizaram o instrumento WFC3 (Wide Field Camera 3) a bordo do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA para realizar um grande levantamento sobre a relação entre as galáxias que sofreram fusões e a atividade dos buracos negros supermassivos nos seus núcleos.

Foi analisada uma grande variedade de galáxias com centros extremamente luminosos, conhecidos como núcleos galácticos ativos (NGAs), que se pensa serem o resultado de grandes quantidades de matéria aquecida que circula ao redor e é consumida por um buraco negro supermassivo. Embora se pense que a maioria das galáxias albergue um buraco negro supermassivo, apenas uma pequena percentagem são assim tão luminosos e ainda menos dão um passo em frente e formam o que é conhecido como jatos relativísticos. Os dois jatos de plasma altamente velozes movem-se quase à velocidade da luz e fluem para fora em sentidos opostos e perpendicularmente ao disco de matéria que rodeia o buraco negro, estendendo-se milhares de anos-luz para o espaço. O material quente dentro dos jatos é também a origem das ondas de rádio.

São estes jatos que Marco Chiaberge do STScI (igualmente da Universidade Johns Hopkins, EUA e do INAF-IRA, Itália) e a sua equipe esperavam confirmar como o resultado de fusões galácticas.

A equipe examinou cinco categorias de galáxias em busca de sinais visíveis de fusões recentes ou em curso, dois tipos de galáxias com jatos, dois tipos de galáxias que tinham núcleos luminosos mas que não tinham jatos, e um conjunto de galáxias inativas regulares.

"As galáxias que abrigam estes jatos relativísticos libertam grandes quantidades de radiação no rádio," explica Marco. "Ao usar a câmara WFC3 do Hubble, descobrimos que quase todas as galáxias com grandes quantidades de emissão de rádio, o que implica a presença de jatos, estavam associadas com fusões. No entanto, não eram só as galáxias que continham jatos as únicas a mostrar evidências de fusões!" 

© NASA/ESA/M. Chiaberge (seleção de galáxias usadas na pesquisa)

Esta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble mostra uma seleção de galáxias usadas no estudo para confirmar a ligação entre as fusões e os jatos velozes dos buracos negros supermassivos. Estas galáxias têm fortes emissões de rádio, o que significa que os buracos negros supermassivos aí abrigados estão expelindo grandes quantidades de plasma. No canto superior esquerdo está a galáxia 3C 297, no canto inferior esquerdo está a galáxia 3C 454.1 e à direita encontra-se a galáxia 3C 356.

Outros estudos já tinham mostrado uma forte relação entre a história das fusões de uma galáxia e os altos níveis de radiação no rádio, o que sugere a presença de jatos relativísticos escondidos no centro da galáxia. No entanto, este estudo é muito mais extenso e os resultados são muito claros, o que significa que agora pode ser dito com quase toda a certeza que os NGAs de rádio, isto é, galáxias com jatos relativísticos, são o resultado de fusões galácticas.

"Nós descobrimos que a maioria dos eventos de fusão propriamente ditos não resultam na criação de NGAs com uma poderosa emissão de rádio," afirma Roberto Gilli do Osservatorio Astronomico di Bologna, Itália. "Cerca de 40% das outras galáxias que observamos também atravessam um período de fusão e no entanto falharam em produzir as espetaculares emissões de rádio e os jatos dos seus homólogos."

Embora seja agora muito claro que uma fusão galáctica é quase certamente necessária para uma galáxia albergar um buraco negro supermassivo com jatos relativísticos, deduziu-se que devem haver condições adicionais que precisam ser atingidas. Eles especulam que a colisão de uma galáxia com outra produz um buraco negro supermassivo com jatos quando este buraco negro central gira mais depressa, possivelmente como resultado de um encontro com outro buraco negro de massa similar, à medida que o excesso de energia extraída da rotação alimenta os jatos.

"Há duas maneiras das fusões provavelmente afetarem o buraco negro central. A primeira seria um aumento na quantidade de gás atraído para o centro da galáxia, acrescentando massa tanto ao buraco negro como ao disco matéria em seu redor," explica Colin Norman. "Mas este processo deve afetar os buracos negros em todas as fusões galácticas e, apesar disso, nem todas as galáxias em fusão que têm buracos negros acabam com jatos, por isso não é suficiente para explicar a origem destes jatos. A outra hipótese é que uma fusão entre duas galáxias gigantescas faz com que dois buracos negros de massa semelhante também se fundam. Pode ser que uma determinada classe de fusão entre dois buracos negros produza um único buraco negro supermassivo e veloz, o que explica a produção dos jatos."

Serão necessárias observações futuras usando tanto o Hubble como o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) do ESO para melhorar e expandir ainda mais o estudo, e para continuar buscando conhecimento sobre estes processos complexos e poderosos.

Os resultados serão publicados na revista The Astrophysical Journal

Fonte: Space Telescope Science Institute

Hubble observa colisão em jato de buraco negro

Uma equipe de astrônomos utilizou imagens obtidas pelo telescópio espacial Hubble, ao longo de 20 anos, para observar pela primeira vez a colisão entre bolhas de plasma num jato com origem nas imediações de um buraco negro super massivo.

 © NASA/ESA/E. Meyer (galáxia elíptica NGC 3862 e o jato de plasma emitido do buraco negro)

A imagem acima mostra a galáxia elíptica NGC 3862 e o jato de plasma emitido a partir das imediações do buraco negro super massivo no seu centro. As imagens à direita mostram a evolução temporal do jato mostrando bolhas individuais de material (as regiões mais brilhantes assinaladas com tracejado). Nas últimas duas imagens, de 2002 e 2014, é evidente a colisão das bolhas “verde” e “azul”, e o consequente aumento de luminosidade dessa região do jato. O “X” marca a posição do buraco negro.

A análise das observações sugere que, durante a colisão, a energia cinética das partículas no plasma é dissipada sob a forma de radiação, aumentando a luminosidade dessa região do jato e acelerando ainda mais as partículas aí existentes.

As galáxias ativas têm no seu centro um buraco negro super massivo rodeado por um disco de gás rotativo que o alimenta,  um objeto a que se dá o nome de quasar. O gás orbita o buraco negro a alta velocidade, o atrito e o intenso campo eletromagnético aquecem-no a temperaturas muito elevadas, transformando-o num plasma emissor de radiação muito energética como raios gama, raios X e raios ultravioleta. Os núcleos de galáxias ativas são por isso extremamente luminosos.

Parte do plasma  aquecido na região interna do disco é ejetado ao longo do eixo de rotação do buraco negro. O campo magnético poderoso do disco força esse material a mover-se ao longo de um jato fino que se mantém colimado até distâncias de dezenas ou mesmo centenas de milhares de anos-luz do buraco negro, em pleno espaço intergaláctico. Nestes jatos, as partículas viajam com velocidades relativísticas, ou seja, próximas da velocidade da luz, tendo por isso uma energia cinética enorme. Em determinadas circunstâncias, se o fluxo de material que colapsa no buraco negro não é regular, em vez de um fluxo contínuo de plasma ao longo do jato observamos grandes bolhas de plasma ocasionais, como nós numa corda.

A galáxia ativa estudada pela equipe liderada por Eileen Meyer, do Space Telescope Science Institute, foi a NGC3862, uma galáxia elíptica gigante situada no aglomerado Abell 1367, a 260 milhões de anos-luz, na direção da constelação do Leão, um pouco acima da estrela Denebola. O jato foi descoberto pelo Hubble em 1992. Estes jatos são frequentemente detectados em galáxias ativas quando observadas em raios X ou em ondas de rádio. No entanto, por razões que os astrônomos ainda desconhecem, só uma pequeníssima fração tem jatos observáveis na região do espectro visível.

Uma imagem de alta qualidade da galáxia foi obtida em 2014 devido ao poder de resolução e condições ideais de observação através do telescópio espacial Hubble. Esta imagem, conjugada com imagens de arquivo do Hubble, obtidas desde 1994, permitiram aos astrônomos observar pela primeira vez a colisão entre uma bolha de material mais antiga (detalhe em azul) e uma bolha de material mais recente (detalhe em verde). As bolhas que seguem à frente chocam com material previamente ejetado ao longo do jato e com gás intergaláctico, desacelerando e funcionando como uma espécie de vassoura, limpando de material o espaço que as precede. As bolhas que se seguem beneficiam da remoção desse material do jato permitindo que mantenham a velocidade ao longo de distâncias maiores. Eventualmente, no entanto, devido às diferenças de velocidade, as bolhas acabam por colidir,  o evento observado pela equipe.

A colisão das bolhas de plasma “verde” e “azul” no jato do buraco negro iniciou a sua fusão e conduziu a um aumento significativo da sua luminosidade. É previsível que a bolha resultante continue aumentando de brilho durante as próximas décadas à medida que a colisão progride.

Este trabalho, e as suas sequelas, permitirá calcular quanta energia é transferida do quasar central para as regiões periféricas da galáxia e para o espaço intergaláctico envolvente, algo essencial para a compreensão da evolução das galáxias.

As observações foram reportadas num artigo da revista Nature

Fonte: Space Telescope Science Institute

A galáxia espiral próxima NGC 4945

A grande galáxia espiral NGC 4945 é vista de borda perto do centro deste retrato cósmico.

 © Petri Kehusmaa/Harlingten Atacama Observatory (galáxia espiral NGC 4945)

Na verdade, a NGC 4945 é quase do tamanho de nossa própria galáxia, a Via Láctea. Seu próprio disco de poeira, jovens aglomerados de estrelas azuis e regiões de nascimento estelar em cor de rosa se destacam na imagem telescópica nítida e colorida.

A cerca de 13 milhões de anos-luz de distância na direção da grande constelação austral do Centauro, a NGC 4945 está apenas cerca de seis vezes mais longe do que a Galáxia de Andrômeda, a grande galáxia espiral mais próxima da Via Láctea.

Embora a região central da galáxia esteja em grande parte escondida da vista por telescópios ópticos, observações em raios X e em infravermelho indicam significativa emissão de alta energia e nascimento de estrelas no núcleo da NGC 4945. Seu núcleo obscurecido, porém ativo, qualifica este belo universo-ilha como uma galáxia Seyfert e é o lar de um buraco negro supermaciço central.

Fonte: NASA

Uma celebração cósmica borbulhante

Na região mais brilhante da nebulosa resplandecente chamada RCW 34, o gás é aquecido de forma dramática pelas estrelas jovens, expandindo-se em direção ao gás mais frio à sua volta.

 

  
© ESO/VLT (nuvem de formação estelar RCW 34)

A RCW 34 é também conhecida por Gum 19 e está centrada na jovem estrela brilhante V391 Velorum.

Assim que o hidrogênio quente atinge o limite exterior da nuvem de gás, é liberado para o vácuo exterior tal como o conteúdo de uma garrafa de champanhe quando se retira a rolha, num processo chamado fluxo de champanhe. No entanto, a jovem região de formação estelar RCW 34 oferece-nos mais do que uma quantidade de "bolhas", já que no coração desta nuvem parecem ter ocorrido múltiplos episódios de formação estelar.

Esta nova imagem obtida pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO, no Chile, mostra uma espetacular nuvem vermelha de hidrogênio resplandecente, por detrás de uma coleção de estrelas azuis situadas em primeiro plano. No núcleo da RCW 34, que se localiza na constelação austral da Vela, um grupo de jovens estrelas massivas esconde-se na região mais brilhante da nuvem. Estas estrelas produzem um efeito dramático na nebulosa. O gás que é exposto à forte radiação ultravioleta, como acontece no âmago desta nebulosa, ioniza-se, o que quer dizer que os elétrons escapam dos átomos de hidrogênio.

O hidrogênio é muito apreciado pelos fotógrafos cósmicos, uma vez que brilha intensamente com uma cor vermelha característica, o que além de nos permitir distinguir muitas nebulosas, cria belas imagens de formas bizarras. O hidrogênio é também a matéria prima de fenômenos dramáticos como o fluxo de champanhe. No entanto, o hidrogênio ionizado desempenha igualmente um importante papel astronômico: é um indicador de regiões de formação estelar. As estrelas nascem a partir do colapso de nuvens de gás e portanto são abundantes em regiões com enormes quantidades de gás, tais como a RCW 34, o que torna esta nebulosa particularmente interessante para o estudo da formação e evolução estelar.

Enormes quantidades de poeira no coração da nebulosa bloqueiam a vista para as regiões mais interiores da maternidade estelar, que se encontra completamente envolvida nestas nuvens. A RCW 34 caracteriza-se por uma extinção extremamente elevada, o que significa que quase toda a radiação visível emitida por esta região é absorvida antes de chegar à Terra. Apesar de estar escondida de uma visão direta, os astrônomos podem usar telescópios infravermelhos para espreitar através da poeira e estudar o ninho de estrelas envolvido pela nebulosa.

Observando para além da cor vermelha, vemos que existem muitas estrelas jovens nesta região com massas de apenas uma fração da do Sol. Estas estrelas parecem juntar-se em torno de estrelas mais velhas e massivas situadas no centro, enquanto apenas algumas se distribuem na periferia. Esta distribuição levou os astrônomos a pensar que devem ter ocorrido diferentes episódios de formação estelar no interior desta nuvem. Três estrelas gigantescas formaram-se num primeiro evento, tendo seguidamente dado origem à formação de estrelas menos massivas na sua vizinhança. As estrelas mais massivas e muito brilhantes têm uma vida curta, medida em milhões de anos, enquanto as estrelas de menor massa vivem mais tempo do que a atual idade do Universo.

Fonte: ESO

O lugar mais denso de estrelas na Via Láctea

Essa nova imagem do telescópio espacial Hubble da NASA e ESA apresenta o Aglomerado dos Arcos, o aglomerado estelar mais denso conhecido na Via Láctea.

© Hubble (Aglomerado dos Arcos)

Ele está localizado a cerca de 25.000 anos-luz de distância da Terra na constelação de Sagittarius (O Arqueiro), perto do coração da nossa galáxia, a Via Láctea. Ele é, como seu vizinho, o Aglomerado do Quinteto, um objeto astronômico jovem com cerca de 2 a 4 milhões de anos de idade.

O Aglomerado dos Arcos é tão denso que numa região com o raio igual à distância entre o Sol e a estrela mais próxima existem 100.000 estrelas!

No mínimo 150 estrelas dentro desse aglomerado estão entre as estrelas mais brilhantes já descobertas na Vi a Láctea. Essas estrelas são tão brilhantes e massivas que elas queimarão seu combustível num curto período de tempo, em escala cosmológica, de poucos milhões de anos, e morrerão em espetaculares explosões de supernovas. Devido ao diminuto período de vida das estrelas no aglomerado, o gás entre as estrelas contém uma quantidade incomum de elementos mais pesados, que foram produzidas por uma geração anterior de estrelas.

Apesar do seu brilho, o Aglomerado dos Arcos não pode ser visto a olho nu. A luz visível do aglomerado é completamente obscurecida por gigantescas nuvens de poeira nessa região. Para fazer o aglomerado visível, os astrônomos têm usado detectores que podem coletar a luz de raios X, infravermelho, e rádio, já que esses comprimentos de onda podem passar através das nuvens de poeira.

Fonte: NASA & ESA

Revelados os hábitos alimentares de galáxias

Um novo estudo, não somente revela uma galáxia espiral devorando uma galáxia anã compacta próxima, mas também mostra evidências de seu lanche galáctico com detalhes sem precedentes.

© Ángel R. López-Sánchez/Baerbel Koribalski (mapa do enriquecimento químico de galáxias)

A imagem acima demonstra um mapa do enriquecimento químico do sistema duplo de galáxias NGC 1512 e NGC 1510 mostrando a quantidade de gás de oxigênio nas regiões de formação de estrelas em torno das duas galáxias.

Uma equipe de astrônomos australianos e espanhóis registraram uma galáxia engolindo seus vizinhos e deixando para trás, evidências sobre essa dieta.

As galáxias crescem capturando gás livre de sua vizinhança e transformando-o em novas estrelas ou engolindo galáxias vizinhas. Contudo, elas normalmente deixam para trás poucos traços de seus hábitos canibais.

O Observatório Astronômico Australiano (AAO) e Ángel R. López-Sánchez da Universidade Macquaire e seus colaboradores estão estudando a galáxia NGC 1512 para ver se sua história química se ajusta com sua aparência física.

Uma equipe de pesquisadores utilizou as capacidades únicas do Telescópio Anglo-Australiano (AAT) de 3,9 metros perto de Coonabarabran, em New South Wales, para medir o nível de enriquecimento químico de gás através de toda a face da NGC 1512.

O enriquecimento químico ocorre quando as estrelas queimam o hidrogênio e o hélio do Big Bang em elementos mais pesados através de reações nucleares em seus núcleos. Esses novos elementos são lançados de volta no espaço quando as estrelas morrem, enriquecendo o gás ao redor com elementos químicos como oxigênio, que a equipe mediu.

“Nós estávamos esperando encontrar gás fresco, ou gás enriquecido no mesmo nível que o da galáxia está sendo consumida, mas fomos surpreendidos ao encontrarmos gás que na verdade eram remanescentes de galáxias engolidas anteriormente”, disse López-Sánchez.

“O gás difuso nas regiões externas da NGC 1512 não é o gás primordial criado no Big Bang, mas é o gás que já foi processado por gerações prévias de estrelas”.

O Australia Telescope Compact Array (ATCA) do CSIRO, um poderoso rádio interferômetro de 6 quilômetros de diâmetro no leste da Austrália, foi usado para detectar grandes quantidades de gás hidrogênio frio que se estende além do disco estelar da galáxia espiral NGC 1512.

“Os densos pacotes de gás hidrogênio no disco externo da NGC 1512 aponta com precisão regiões de formação ativas de estrelas”, disse Baerbel Koribalski do CSIRO, um membro da pesquisa.

Quando essas descobertas foram examinadas em combinação com observações de rádio e ultravioleta, os cientistas concluíram que o gás rico está sendo processado em novas estrelas não vem das regiões internas da galáxia. Ao invés disso, o gás foi provavelmente absorvido pela galáxia no decorrer da sua vida à medida que a NGC 1512 crescia engolindo outras galáxias menores ao seu redor.

Tobias Westmeier, do International Center for Radio Astronomy Research (ICRAR), disse que enquanto o canibalismo galáctico já é algo conhecido por muitos anos, essa é a primeira vez que ele tem sido observado com tanto detalhe.

“Usando observações tanto de telescópios em Terra como no espaço, nós fomos capazes de juntar as peças de uma história detalhada para essa galáxia e para melhor entender como as interações e fusões com outras galáxias têm afetado sua evolução e a taxa com a qual as estrelas se formaram”, disse ele.

O sucesso da equipe e a nova abordagem para investigar como as galáxias crescem está sendo usada em novo programa para refinar futuramente os melhores modelos da evolução galáctica.

Para esse trabalho, os astrônomos usaram dados espectroscópicos do AAT no Observatório Siding Spring na Austrália para medir a distribuição química ao redor das galáxias. Eles identificaram o gás difuso ao redor do sistema galáctico duplo, usando as observações de rádio do ATCA. Em adição a isso, eles identificaram regiões de nova formação de estrelas, com dados do telescópio espacial Galaxy Evolution Explorer (GALEX).

“A combinação única desses dados fornece uma poderosa ferramenta para desvendar a natureza e a evolução das galáxias”, disse López-Sánchez.

“Nós iremos observar outras galáxias usando as mesmas técnicas provadas para melhorar nosso entendimento do comportamento passado das galáxias no Universo local”.

Um artigo foi publicado na Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: Astronomy e International Centre for Radio Astronomy Research

Descoberta a galáxia mais luminosa do Universo

Uma galáxia remota, brilhando com a luz de mais de 300 trilhões de sóis foi descoberta usando os dados do Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) da NASA.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração da galáxia mais luminosa do Universo)

A galáxia é a mais luminosa já encontrada até hoje e pertence a uma nova classe de objetos recentemente descobertos pelo WISE, as galáxias extremamente luminosas em infravermelho (ELIRGs).

“Nós estamos olhando para uma fase bem intensa da evolução das galáxias”, disse Chao-Wei Tsai do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA em Pasadena, na Califórnia, e principal autor do artigo que relata a descoberta. “Essa intensa luz pode ser gerada pelo principal surto de crescimento do buraco negro da galáxia”.

A brilhante galáxia, conhecida como WISE J224607.57-052635.0, pode ter um buraco negro monstruoso no seu núcleo e que está se enchendo de gás. Buracos negros supermassivos sugam gás e matéria em um disco ao seu redor, aquecendo esse disco a temperaturas de milhões de graus e emitindo radiações de alta energia, na luz visível, ultravioleta e raios X. A luz é bloqueada pelos casulos de poeira ao redor. À medida que essa poeira esquenta ela irradia luz infravermelha.

Buracos negros gigantes são comuns no núcleo de galáxias, mas encontrar um grande desses, tão longe assim no cosmos é algo raro. Pelo fato da luz da galáxia hospedeira viajar cerca de 12,5 bilhões de anos até nos alcançar, os astrônomos estão observando o objeto como ele era num passado distante. O buraco negro já tinha bilhões de vezes a massa do Sol quando o nosso Universo só tinha um décimo da idade atual de 13,8 bilhões de anos.

O novo estudo destaca três razões por que os buracos negros nas ELIRGs podem crescer de forma tão massiva. Primeiro, eles podem nascer grandes, ou seja, os buracos negros embrionários podem ser maiores do que se pensava anteriormente.

As outras duas explicações envolvem a quebra do Limite de Eddington, que representa a maior luminosidade que uma estrela com certa massa pode ter e ainda estar em equilíbrio hidrostático. Quando um buraco negro se alimenta, o gás caí em sua direção e é aquecido, expelindo luz. A pressão da luz na verdade empurra o gás para fora, criando um limite de quão rápido o buraco negro pode continuamente devorar matéria. Se um buraco negro rompe esse limite, ele poderia, teoricamente inchar em tamanho. Buracos negros já foram observados rompendo esse limite, mas o buraco negro em estudo deve ter quebrado esse limite de forma repetida para ficar tão grande. Uma teoria alternativa, é que o buraco negro pode simplesmente contorcer esse limite.

“Outra maneira para um buraco negro crescer e ficar assim tão grande é estar passando por uma agitação constante, consumindo alimento mais rápido do que tipicamente se achava possível”, disse Tsai. “Isso pode acontecer se o buraco negro não estiver rodando tão rápido”.

Se um buraco negro gira lentamente o suficiente, ele não irá repelir sua comida. No final, buracos negros de lenta rotação podem ingerir mais matéria do que os mais rápidos.

“Os buracos negros massivos nas ELIRGs poderiam estar se alimentando de mais matéria por um período de tempo mais longo”, disse Andrew Blain da Universidade de Leicester no Reino Unido e co-autor do artigo.

Mais pesquisa é necessária para resolver esse quebra-cabeça das galáxias extremamente luminosas. A equipe planeja melhor determinar a massa do buraco negro central. Sabendo a verdade sobre esses objetos, pode-se ajudar a revelar sua história, bem como de outras galáxias, nesse capítulo crucial e bem agitado da história do cosmos.

O novo estudo reporta um total de 20 novas ELIRGs, incluindo a mais luminosa já encontrada até o momento. Essas galáxias não foram encontradas antes devido a sua distância, e pelo fato de converterem sua poderosa luz visível em uma impressionante quantidade de luz infravermelha.

“Nós descobrimos em um estudo feito com o WISE que metade das galáxias mais luminosas somente são observadas na luz infravermelha”, disse Tsai.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A misteriosa estrela Nasty 1

Os astrônomos usando o telescópio espacial Hubble estão revelando novas pistas surpreendente sobre um robusto e rápido envelhecimento estelar cujo comportamento nunca havia sido visto antes na Via Láctea.

© G. Bacon (ilustração de estrela massiva e companheira pequena criando vasto disco de gás)

De fato, a estrela é tão estranha que os astrônomos a apelidaram de Nasty 1, um trocadilho com seu nome oficial no catálogo que é NaSt1. A estrela pode representar um breve estágio transitório na evolução de estrelas extremamente massivas.

Descoberta pela primeira vez a algumas décadas atrás, a Nasty 1, foi identificada como uma estrela Wolf-Rayet, uma estrela de rápido crescimento que é muito mais massiva que o nosso Sol. A estrela perdeu suas camadas externas preenchidas com hidrogênio rapidamente, expondo assim seu núcleo super quente e extremamente brilhante de hélio.

Mas a Nasty 1, não parece uma estrela Wolf-Rayet típica. Os astrônomos usando o Hubble esperaram ver lóbulos gêmeos de gás fluindo dos lados opostos da estrela, talvez, algo similar ao que acontece com a massiva estrela Eta Carinae, que é uma candidata a Wolf-Rayet. Ao invés disso, o Hubble revelou um disco de gás em forma de panqueca circulando a estrela. O vasto disco tem cerca de três trilhões de quilômetros de largura, e pode ter formado de uma estrela companheira invisível que absorveu o envelope externo da recém formada Wolf-Rayet. Com base nas estimativas atuais, a nebulosa ao redor das estrelas tem apenas poucos milhares de anos de existência e está somente a 3.000 anos-luz de distância da Terra.

© Hubble/J. Mauerhan (estrela Nast 1)

“Nós ficamos animados ao ver essa estrutura em forma de disco, pois ela pode ser a evidência para a formação de uma estrela Wolf-Rayet de uma interação de estrelas binárias”, disse o líder do estudo John Mauerhan, da Universidade da Califórnia, Berkeley. “Existem muito poucos exemplos na galáxia desse processo em ação pois, essa fase tem uma vida bem curta, talvez durando somente cem mil anos, enquanto a escala de tempo durante o qual o disco resultante é visível pode ser de somente dez mil anos ou menos”.

Uma estrela massiva se desenvolve muito rapidamente, e à medida que ela começa a esgotar o hidrogênio ela incha. Seu envelope externo de hidrogênio torna-se mais frágil e vulnerável ao rompimento gravitacional ou a um tipo de canibalismo estelar por uma estrela companheira próxima. Nesse processo, a estrela mais compacta ganha massa, e a estrela massiva original perde seu envelope de hidrogênio, expondo seu núcleo de hélio para se tornar uma estrela do tipo Wolf-Rayet.

Outra maneira de se formar estrelas do tipo Wolf Rayet é quando uma estrela massiva ejeta seu próprio envelope de hidrogênio por meio de fortes ventos estelares com partículas carregadas. O modelo de interação binária onde uma estrela companheira está presente está ganhando ênfase, pois os astrônomos perceberam que no mínimo 70% das estrelas massivas são membros de sistemas estelares duplos. A perda de massa direta sozinha não pode ser responsável pelo número de estrelas Wolf-Rayet relativas às outras estrelas massivas menos desenvolvidas na galáxia.

“Nós estamos descobrindo que é difícil formar todas as estrelas Wolf-Rayet que nós observamos, por meio do mecanismo tradicional do vento, pois a perda de massa não é tão forte como nós normalmente pensávamos”, disse Nathan Smith da Universidade do Arizona em Tucson. “A troca de massa em sistemas binários parece ser vital para ser responsável pelas estrelas Wolf-Rayet e pelas supernovas que elas geram, e registrando estrelas binárias nessa fase de vida curta nos ajudará a entender melhor esse processo”.

Mas o processo de transferência de massa em sistemas binários enormes não é sempre eficiente. Parte da matéria que é arrancada pode vazar durante a briga gravitacional dinâmica entre as estrelas, criando um disco ao redor da binária.

“Isso é o que nós pensamos que está acontecendo na Nasty 1”, disse Mauerhan. “Nós pensamos que exista uma estrela do tipo Wolf-Rayet enterrada na nebulosa, e nós pensamos que essa nebulosa está sendo criada pelo processo de transferência de massa. Assim esse tipo de canibalismo estelar faz com que a Nasty 1 seja um apelido bem dado”.

O nome de catálogo da estrela, NaSt1, é derivado das primeiras duas letras de cada um dos dois astrônomos que a descobriu em 1963, Jason Nassau e Charles Stephenson.

Observar o sistema Nasty 1 não tem sido uma tarefa fácil. O sistema é tão mergulhado no gás e na poeira, que eles bloqueiam até mesmo a visão do Hubble das estrelas. Assim, a equipe de Mauerhan não pode medir a massa de cada estrela, a distância entre elas, ou a quantidade de material que está sendo transferido para a estrela companheira.

Observações anteriores da Nasty 1, têm fornecido algumas informações sobre o gás no disco. O material, por exemplo, está viajando a cerca de 35.000 quilômetros por hora na nebulosa externa, mais lentamente do que em estrelas similares. A velocidade comparativamente menor, indica que a estrela expeliu seu material através de um evento menos violento do que a emissão explosiva da Eta Carinae, onde o gás está viajando a centenas de milhares de quilômetros por hora.

A Nasty 1 também pode estar expelindo material esporadicamente. Estudos passados realizados na luz infravermelha têm mostrado evidências para um compacto bolsão de poeira quente muito próximo das estrelas centrais. Observações recentes feitas por Mauerhan e seus colegas na Universidade do Arizona, usando o telescópio Magellan no observatório de Las Campanas no Chile, têm resolvido um grande número de bolsões de poeira mais fria que pode estar indiretamente dispersando a luz das estrelas centrais. A presença da poeira quente implica que ela foi formada muito recentemente, talvez por meio de jorros, à medida que material quimicamente enriquecido dos dois ventos estelares colide em diferentes pontos, se mistura, flui e então resfria. Mudanças esporádicas na intensidade do vento ou na taxa com a qual a estrela companheira arranca o envelope de hidrogênio da estrela principal, pode também explicar a estrutura condensada e os vazios vistos nas regiões mais distantes no disco.

Para medir os ventos hipersônicos de cada estrela, os astrônomos viraram para lá o observatório de raios X Chandra da NASA. As observações revelaram jatos de plasma quente, indicando que os ventos de ambas as estrelas estão na verdade colidindo e criando ondas de choque de alta energia que brilham nos raios X. Esses resultados são consistentes com o que os astrônomos têm observado de outros sistemas de estrelas Wolf-Rayet.

A caótica atividade de transferência de massa terminará quando a estrela Wolf-Rayet esgotar seu material. Eventualmente, o gás no disco se dissipará, fornecendo assim uma clara visão do sistema binário.

“Qual caminho evolucionário a estrela seguirá é incerto, mas definitivamente não será nada inconveniente”, disse Mauerhan. “A Nasty 1 poderia se desenvolver em outro sistema parecido com o da Eta Carinae. Para fazer essa transformação, a estrela companheira ganhando massa poderia experimentar uma gigantesca erupção devido a alguma instabilidade relacionada com a aquisição de matéria da Wolf-Rayet recém formada. Ou a Wolf-Rayet poderia explodir como uma supernova. Uma fusão estelar é outra saída potencial, dependendo da evolução orbital do sistema. O futuro pode ser cheio de todos os tipos de exóticas possibilidades, dependendo se ela explode ou quanto tempo a transferência de massa ocorre, e por quanto tempo a transferência de massa ocorre, e quanto tempo ela vive depois dos casos de transferência de massa”.

Os resultados obtidos pela equipe aparecem na edição online do Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Um céu escuro e empoeirado

No céu empoeirado na direção da constelação de Touro e do Braço de Órion da Via Láctea, esse vasto mosaico segue as nebulosas de reflexão escuras e apagadas ao longo da nuvem molecular fértil da região.

© Scott Rosen (nebulosas de reflexão escuras)

O campo de visão de seis graus começa com a longa nebulosa escura LDN 1495 e se espalha a partir da parte inferior esquerda, e se estende além da nebulosa parecida com um pássaro conhecida como Nebulosa da Águia Bebê, a LBN 777, na parte inferior direita. Pequenas nebulosas de reflexão azuladas circundam as estrelas espalhadas e mais apagadas de Touro, aparecem na imagem embora sejam normalmente esquecidas em favor dos espetáculos celestes mais brilhantes e mais conhecidos da constelação. Associada com a jovem estrela variável RY Tau, está a nebulosa amarelada VdB 27 em direção à parte superior esquerda. Localizada a 400 anos-luz de distância, a nuvem molecular de Touro é uma das regiões de formação de estrelas de pequena massa mais próximas da Terra. A essa distância, essa visão escura se espalha por cerca de 40 anos-luz.

Fonte: NASA