O gás primordial do Universo

Astrônomos encontraram pela primeira vez nuvens formadas pelos primeiros gases que se formaram no Universo.

© Science (ilustração do gás numa galáxia em formação)

A teoria do Big Bang diz que, assim que aconteceu a explosão, somente o hidrogênio e o hélio, elementos mais leves da tabela periódia, foram formados.

Centenas de milhões de anos se passaram até que esses gases se condensassem e dessem origem às primeiras estrelas. Até agora, nunca havia sido encontrado nada no Universo que não fosse formado por metais. “É a primeira vez que é encontrado gás puro, não contaminado por elementos mais pesados gerados pelas estrelas”, afirma Jason Xavier Prochaska, da Universidade da Califórnia, em Santa Cruz, um dos coautores do estudo.

As duas nuvens do chamado gás puro foram detectadas pelo telescópio Keck, no Havaí, com a análise da luz emitida por quasares localizados nas constelações de Leão e Ursa Maior, a cerca de 12 bilhões de anos-luz da Terra .

“Conseguimos ver as linhas de absorção no espectro onde a luz foi absorvida pelo gás, e isso nos permite medir a composição do gás”, explica Fumagalli.

Fonte: Science

Hubble descobre 69 galáxias anãs

O telescópio espacial Hubble descobriu através de seus instrumentos de visão no infravermelho próximo um conjunto de 69 jovens galáxias anãs repletas de estrelas que se reproduzem rapidamente.

© NASA/ESA (novas galáxias anãs)

Embora as galáxias anãs sejam o tipo mais comum das que existem no Universo, o rápido nascimento de estrelas observados nessas galáxias recém-descobertas pode levar os astrônomos a rever suas teorias sobre a formação delas.

Estas galáxias são, em média, 100 vezes menos maciças que a Via Láctea, mas as estrelas em seu interior se batem a um ritmo tão forte que o número delas poderia dobrar em apenas 10 milhões de anos. Este é um ritmo muito alto, inclusive para uma galáxia jovem, em comparação a Via Láctea poderia demorar mil vezes mais para dobrar seu número de estrelas.

Os astrônomos que utilizam os instrumentos do Hubble conseguiram detectar as galáxias porque a radiação de estrelas jovens fez com que o oxigênio no gás que as rodeia brilhasse. Suas observações indicam que 9 bilhões de anos atrás essas galáxias seriam muito comuns, mas é um mistério como geram tantas estrelas e a um ritmo tão acelerado. "Essas galáxias sempre estiveram aí diante, mas não tínhamos a tecnologia adequada para detectá-las", assinalou Arjen van der Wel, do Instituto de Astronomia Max Planck em Heidelberg (Alemanha).

Esses resultados fazem parte da Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey (Candels), um projeto de três anos focado em analisar as galáxias mais distantes no Universo e de fazer o primeiro "censo" de galáxias anãs primitivas.

Fonte: NASA

Lutécia: Um sobrevivente raro da época do nascimento da Terra

Uma equipe de astrônomos de universidades francesas e norte-americanas estudou detalhadamente o asteroide incomum Lutécia num grande intervalo de comprimentos de onda, com o intuito de determinar a sua composição.

© ESO (ilustração do asteroide Lutécia próximo de um planeta)

Foram combinados dados oriundos da câmara OSIRIS situada a borda da sonda espacial da ESA Rosetta, do New Technology Telescope (NTT) do ESO instalado no Observatório de La Silla no Chile e do Infrared Telescope Facility no Havaí e Spitzer Space Telescope, ambos da NASA. Com todos estes dados foi possível obter o espectro mais completo já construído para um asteroide. A sonda espacial Rosetta passou por Lutécia em 10 de Julho de 2010, no percurso que a levará até ao cometa 67P/Chuyumov-Gerasimenko, com encontro previsto em 2014.

O espectro foi seguidamente comparado com o de meteoritos encontrados na Terra e que têm sido estudados extensivamente em laboratório. Apenas um tipo de meteorito - condritos enstatite, também conhecidos como condritos do tipo E - apresenta propriedades semelhantes a Lutécia em todos os comprimentos de onda estudados.

Os condritos enstatite são conhecidos por conterem material que data dos primórdios do Sistema Solar. Pensa-se que se tenham formado perto do jovem Sol e que tenham constituído o principal material de construção dos planetas rochosos, em particular Terra, Vênus, e Mercúrio. Lutécia parece ter tido origem, não no cinturão de asteroides onde hoje se encontra, mas muito mais próximo do Sol.

“Como é que Lutécia teria escapado do Sistema Solar interior e chegado ao cinturão de asteroides?” pergunta Pierre Vernazza (ESO), o autor principal do artigo científico que descreve este resultado.

Os astrônomos estimaram que, dos corpos situados na região onde a Terra se formou, apenas menos de 2% chegaram ao cinturão principal de asteroides. A maioria dos corpos desapareceu depois de alguns milhões de anos, incorporados nos jovens planetas em formação. No entanto, alguns dos maiores, com diâmetros de cerca de 100 quilômetros ou mais, foram lançados para órbitas mais seguras, mais distantes do Sol.

Lutécia, que tem uma dimensão de cerca de 100 quilômetros, pode ter sido ejetado para fora das regiões interiores do Sistema Solar e passou próximo de um dos planetas rochosos, capazes de alterar drasticamente a sua órbita. Um encontro com o jovem Júpiter durante a sua migração para a atual órbita, pode justificar igualmente a grande variação de órbita de Lutécia. Alguns astrônomos pensam que o gigante gasoso possa ter estado mais próximo do Sol nos primórdios do Sistema Solar, antes de se mover mais para o exterior e ocupar a sua atual posição. Este processo teria sido caótico para as órbitas dos outros objetos do Sistema Solar interior, devido à enorme atração gravitacional provocada por Júpiter.

“Pensamos que Lutécia sofreu uma ejeção desse tipo. Acabou por se tornar num dos objetos do cinturão de asteroides e aí se tem mantido preservado desde há quatro bilhões de anos,” continua Pierre Vernazza.

Estudos anteriores das propriedades de cor e superfície deste asteroide mostraram que Lutécia é um membro do cinturão de asteroides bastante incomum e misterioso. Rastreios anteriores mostraram que objetos deste tipo são muito raros, representando menos de 1% da população de asteroides do cinturão principal. Os novos resultados explicam porque é que Lutécia é diferente - é um sobrevivente muito raro do material original que formou os planetas rochosos.

“Lutécia parece ser um dos maiores, e dos poucos, restos de tal material no cinturão de asteroides. Por esta razão, asteroides como Lutécia são alvos ideais para missões futuras de recolhimento de amostras. Deste modo poderíamos estudar detalhadamente a origem dos planetas rochosos, incluindo a Terra,” conclui Pierre Vernazza.

Fonte: ESO

Nova classe de estrelas de nêutrons

Astrônomos das universidades de Southampton e Oxford descobriram evidências de que estrelas de nêutrons, que são produzidas quando estrelas massivas explodem como supernovas, na verdade, surgem de duas variedades distintas. Esta descoberta também sugere que cada variedade é produzida por um tipo diferente de evento supernova.

© Chandra (supernova remanescente RCW 103)

Esta imagem mostra a supernova remanescente RCW 103 obtida pelo telescópio de raios-X Chandra que ocorreu aproximadamente a 10.000 anos-luz da Terra. Na imagem as cores de vermelho, verde e azul são mapeados para baixa, média e alta energia de raios-X. No centro, o ponto azul brilhante é provavelmente a estrela de nêutrons que se formou quando a estrela explodiu. Estranhamente, a estrela de nêutrons perto do centro da RCW 103 está girando apenas uma vez a cada 6,7 ​​horas, confirmando o trabalho recente do telescópio espacial XMM-Newton.

Estrelas de nêutrons representam a forma mais extrema da matéria. Quando as estrelas são mais maciças do que cerca de 8 vezes da massa do Sol, elas acabam suas vidas em uma explosão espetacular chamada de supernova. As camadas mais externas da estrela são arremessadas para o espaço a milhares de quilômetros por hora, deixando um campo de destroços de gás e poeira. A estrela torna-se um objeto pequeno e incrivelmente denso, uma estrela de nêutrons. Os nêutrons hermeticamente embalados em tal estrela com apenas 16 km ou mais de diâmetro contém mais massa que o Sol.
O resultado da implosão final é um núcleo inimaginavelmente compactado: os átomos seriam esmagados juntamente com seus elétrons empurrado para dentro do núcleo, formando nêutrons, com um núcleo tão denso que uma colher desta matéria pesaria 100 bilhões de quilogramas.
As estrelas de nêutrons têm grandes campos magnéticos. Se elas estão girando rapidamente geram energia como radiofaróis cósmicos chamados de pulsares. Alguns pulsares geram mais de mil pulsos por segundo, significando que um objeto com a massa do Sol e com 10 a 20 quilômetros de diâmetro está girando mais de 1.000 vezes por segundo, ou mais que a metade da velocidade da luz!
Os professores Christian Knigge & Malcolm Coe da Universidade de Southampton trabalharam com Philipp Podsiadlowski da Universidade de Oxford para revelar a descoberta de duas populações distintas de estrelas de nêutrons que parecem terem se formado através de dois diferentes canais de supernova.
Os astrônomos analisaram dados de uma grande amostra de alta massa de raios-X binários, que são sistemas de estrelas duplas em que uma estrela de nêutrons em rápida rotação orbita uma companheira massiva jovem. A estrela de nêutrons nestes sistemas também periodicamente absorve material de sua parceira. Durante tais fases, a estrela de nêutrons torna-se um pulsar de raios-X e o seu brilho aumenta tremendamente. Tais sistemas são muito úteis, porque pelo tempo dos seus pulsos é possível medir com precisão o período de rotação da estrela.
Os astrônomos detectaram dois grupos distintos de estrelas de nêutrons, um girando uma vez a cada 10 segundos, e o outro uma vez a cada 5 minutos.
Estrelas de nêutrons, que são cerca de 1,5 vezes a massa do Sol, com um diâmetro de cerca de 25 km, tem um campo gravitacional forte que podem puxar o gás da estrela companheira. Este gás pode se acumular na superfície da estrela de nêutrons e explodir gerando uma reação de alta energia termonuclear.
Normalmente, toda a superfície da estrela explode de maneira uniforme. No entanto, em cerca de 10 por cento dos casos, algumas partes da estrela brilham com mais intensidade. O pulsar IGR J17480-2446, parece ter um forte campo magnético que faz com que algumas partes da estrela são mais brilhantes do que o resto.

Nos últimos anos uma série de modelos teóricos têm sido desenvolvidos para explicar esse fenômeno. De acordo com um modelo, a rápida rotação da estrela de nêutrons impede a queima de materiais que se espalhe, assim como a rotação da Terra contribui para a formação de furacões por meio da força de Coriolis. Outra idéia é que a explosão gera ondas de escala global em camadas na superfície da estrela. Um lado da estrela esfria e escurece à medida que as ondas se elevam, enquanto o outro fica mais quente e mais brilhante.
O novo estudo do pulsar IGR J17480-2446 exclui esses dois modelos. Como outras estrelas, este pulsar desenvolve manchas superficiais invulgarmente brilhantes durante as explosões termonucleares. No entanto, a estrela gira muito mais lentamente, apenas 10 vezes por segundo, do que outras estrelas de nêutrons que apresentam esse comportamento que giram 245 vezes por segundo. Nessa velocidade a força de Coriolis não é forte o suficiente, impedindo a formação de furacões termonucleares e o desenvolvimento das ondas em grande escala.
Em vez disso, os astrônomos acham que o campo magnético da estrela poderia explicar a queima irregular durante a expansão do gás. Porém, este modelo serve apenas para explicar a queima de estrelas como esta.

Fonte: Nature

A passagem do asteroide 2005 YU55

O asteroide 2005 YU55, o que mais se aproximou da órbita terrestre em 35 anos, passou nesta terça-feira entre a Terra e a Lua, a cerca de 324.600 km de nosso planeta.

© NASA (imagem de radar do asteroide 2005 YU55)

O 2005 YU55 foi descoberto em 2005 por Robert McMillan, do projeto Spacewatch, grupo de cientistas que observa o Sistema Solar perto de Tucson no Arizona (EUA). Este objeto é classificado como um asteroide de classe C, é muito escuro e bastante poroso. Ele faz parte de um conjunto de 1.262 asteroides grandes, que giram ao redor do Sol e têm mais de 150 metros de largura.

Em abril de 2010 quando o asteroide foi detectado a cerca de 2,3 milhões de km, o radar do observatório de Arecibo conseguiu captar uma imagem com uma resolução de 7,5 m por pixel, que revelou que o corpo celeste tem uma forma quase esférica e um diâmetro de 400 metros. A partir de suas observações, os astrônomos determinaram que o 2005 YU55 tem um período de rotação de 18 horas.

Recentemente, as antenas do centro de vigilância do espaço profundo da NASA, em Goldstone, na Califórnia, e o radar do observatório de Arecibo, em Porto Rico, seguiram a trajetória do asteroide durante a última semana e obtiveram uma imagem com resolução de 4 m por pixel, quando o asteroide estava a cerca de 1,38 milhões de quilômetros da Terra. Os cientistas da NASA esperam obter imagens do radar de Goldstone de 2 m por pixel, o que poderia ajudar a conhecer com detalhes como é a superfície do asteroide, sua forma, suas dimensões e outras propriedades físicas.

A última vez que um objeto deste tamanho se aproximou tanto da Terra foi em 1976 e a próxima conhecida de um asteroide com estas dimensões será no ano 2028.

Fonte: NASA

A causa da cauda tripla no asteroide Scheila

Uma equipe de astrônomos da Universidade Nacional de Seul, do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), ISAS (Institute of Space and Astronautical Science), e da Universidade de Kobe, explicou a formação de três caudas de poeira no asteroide 596 Scheila.

© Telescópio Murikabushi (a cauda tripla no asteroide Scheila)

A imagem acima foi obtida pelo Telescópio Murikabushi no dia 12 de dezembro de 2010.

Os pesquisadores concluíram que ocorreu um impacto por trás do asteroide Scheila provocado por outro asteroide com cerca de 20 a 50 metros de tamanho em 3 de dezembro de 2010, que foi responsável por seu brilho invulgar.
Em 11,4 de dezembro de 2010, Steve Larson do Catalina Sky Survey notou um brilho estranho do Scheila, um asteróide na região externa do cinturão principal de asteroides que orbitam em uma área entre Marte e Júpiter. Três correntes de poeira apareceu na trilha do asteroide. Dados do satélite Swift da NASA e do telescópio espacial Hubble sugerem que o impacto de um asteroide menor foi o gatilho provável para o aparecimento das caudas. No entanto, restava saber a data em que a emissão de poeira ocorrerou e como as caudas triplas de poeira se formaram.

Logo depois de relatos do brilho incomum no Scheila, a equipe de investigação usou o Telescópio Subaru (8,2m), o Telescópio Murikabushi (1,05m), e o Telescópio da Universidade de Havaí (2,2m) para fazer observações ópticas dessas trilhas de pó misterioso ao longo de um período de três meses.

Embora asteroides são geralmente parecidos com pontos quando observados da Terra, o Scheila parecia um cometa. Eventualmente, as nuvens de poeira se tornaram indetectáveis, e então uma estrutura linear fraca surgiu. Com base nessas imagens da estrutura linear, os cientistas determinaram uma data de emissão de poeira em 3,5 +/-1 de dezembro de 2010. Steve Larson do Catalina Sky Survey notou que o Scheila tinha uma aparência um pouco difusa, em 3,4 de dezembro de 2010. Portanto, é provável que a colisão dos asteroides ocorreu dentro do curto espaço de tempo entre 2 de dezembro as 12:00 UT e 3 de dezembro as 10:00 UT.
Para explicar a formação de caudas triplas de poeira no Scheila, a equipe realizou uma simulação em computador da emissão de poeira no Scheila em 3 de dezembro. Sua simulação foi baseada em informações obtidas através de experimentos de impacto em um laboratório no ISAS e na JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency). Depois de realizar um grande número de simulações de computador sob diferentes condições, a equipe de pesquisa concluiu que há apenas uma maneira de explicar o brilho misterioso e as caudas triplas de poeira do Scheila. Um pequeno asteroide chocou-se obliquamente com o Scheila por trás!

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

O pulsar de milissegundo mais brilhante

Uma equipe internacional de pesquisadores descobriu, com a auxílio do telescópio Fermi, o pulsar de milissegundo mais brilhante detectado até agora dentro de um grupo de centenas de milhares de estrelas que orbita nossa galáxia.

© Fermi (imagem do mapa interativo Fermi Pulsar Explorer)

O professor Paulo Freire, do departamento de radioastronomia do Instituto Max Planck em Bonn (Alemanha), e sua equipe detectaram o pulsar J1823-3021A localizado no aglomerado globular NGC 6624 situado na constelação de Sagitário, a aproximadamente 27 mil anos-luz da Terra.

© NASA (aglomerado globular NGC 6624)

O pulsar é uma estrela formada por nêutrons que emite radiação periódica e possui um campo gravitacional até um bilhão de vezes maior que o campo gravitacional terrestre. Trata-se do pulsar de milissegundo mais jovem e com o maior campo magnético registrado até agora, além do mais distante detectado com raios gama. Ele gira 43.000 vezes por minuto.

Os pesquisadores acreditavam que as intensas emissões de raios gama estavam emanando de uma população de pulsares de milissegundo, que só haviam sido detectados antes em comprimentos de ondas de rádio, localizadas dentro do grupo globular. No entanto, após uma inspeção mais próxima com o telescópio espacial de raios gama Fermi, perceberam que a emissão de raios gama do grupo estava dominada apenas por este pulsar. Os pulsares normalmente brilham muito na região de ondas de rádio, mas agora com o telescópio Fermi foram descobertos vários como este em raios gama.

Eram conhecidos cerca de dois mil pulsares em rádio. Antes do lançamento do Fermi, eram conhecidos apenas seis pulsares em raios gama e agora foram detectados mais de 100.

Os dados dos telescópios de rádio são utilizados para obter qual é o tempo de rotação do pulsar para detectá-lo em raios gama através do telescópio Fermi. Seus achados sugerem que estes pulsares de milissegundo podem ser muito mais energéticos do que indicam as teorias vigentes até agora e podem existir mais pulsares com estas características no resto da galáxia.

Fonte: Science

Uma estrela com braços em espiral

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

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

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

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

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

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

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

Fonte: NASA

Explosão de raios gama em galáxias distantes

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Fonte: ESO

Nebulosa iluminada por estrela jovem

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

© ESA (estrela IRAS 10082-5647)

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

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

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

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

Fonte: ESA

Taxa de fusão entre galáxias é menor

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

© CfA (simulação de galáxias em fusão)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Fonte: Space Telescope Science Institute

Asteroide Lutetia: cartão postal do passado

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

© ESA (crateras e deslizamentos no asteroide Lutetia)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Fonte: ESA

Encontros imediatos entre galáxias

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

© Chandra/Hubble (par de galáxias CID 3083)

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

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

© Chandra/Hubble (par de galáxias CID 1711)

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

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

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

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O distante Éris é gêmeo de Plutão

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

© ESO (ilustração do planeta anão Éris)

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

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

Fonte: ESO

Quatro luas ao redor dos anéis de Saturno

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

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

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

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

Fonte: NASA