Uma visão infravermelha do Dragonfish

A imagem a seguir em infravermelho obtida pelo telescópio espacial Spitzer da NASA mostra a nebulosa apelidada de Dragonfish.

© Spitzer (nebulosa Dragonfish)

Essa região turbulenta, cheia de estrelas, é o local de algumas das estrelas mais massivas e luminosas da nossa Via Láctea. Ela está localizada a aproximadamente 30.000 anos-luz de distância na constelação da Crux (Cruzeiro do Sul).

As estrelas massivas têm inflado uma bolha de gás e poeira, cavando uma concha de mais de 100 anos-luz de diâmetro (observe a parte inferior central da imagem). Essa concha forma a boca repleta de dentes do Dragonfish, e as duas estrelas brilhantes marcam a posição do que seriam seus olhos.

A luz infravermelha nessa região vem do gás e da poeira que são aquecidos pelo aglomerado central de estrelas massivas que não é visível na imagem acima. Os pontos brilhantes ao longo da concha que marcam os olho do Dragonfish são possíveis regiões menores de formação de novas estrelas, que têm seu nascimento disparado pela compressão do gás e da poeira pelo vento soprado pelas estrelas massivas centrais.

Fonte: NASA/JPL

Região central do aglomerado NGC 6642

A natureza compacta dos aglomerados globulares é uma faca de dois gumes. Por um lado, tendo tantas estrelas de idades similares isso fornece aos astrônomos detalhes sobre a química da nossa galáxia no início de sua vida.

© Hubble (aglomerado globular NGC 6642)

Mas, ao mesmo tempo, a grande densidade de estrelas no interior dos aglomerados globulares também torna difícil para os astrônomos identificar estrelas de forma individual.

O núcleo do NGC 6642, mostrado na imagem acima feita pelo telescópio espacial Hubble, é particularmente denso, fazendo desse aglomerado um alvo observacional difícil para a grande maioria dos telescópios. Além disso, ele ocupa um posição bem central na nossa galáxia, significando normalmente a obtenção de imagens de várias estrelas que não pertencem a esse aglomerado.

Contudo, usando o poder da Advanced Camera for Surveys (ACS) do Hubble, os astrônomos podem identificar e remover essas estrelas que não pertencem ao aglomerado e assim conseguem fazer uma imagem com incrível detalhe do centro do aglomerado. Usando a câmera ACS do Hubble os astrônomos já haviam feito muitas descobertas interessantes sobre o NGC 6642. Por exemplo, as estrelas errantes azuis (estrelas que aparentemente possuem uma idade diferente das demais estrelas do aglomerado), foram vistas neste aglomerado globular, quee é conhecido por ser carente de estrelas de pequena massa.

Fonte: ESA

A medida da temperatura de estrelas achatadas

A maioria das estrelas, devido à rotação e sua natureza gasosa, mostram um achatamento nos polos.

© IAA (estrelas com diversos graus de achatamento nos polos)

Mas algumas giram em velocidades próximas à da ruptura - uma velocidade limite que, se superada, provocaria a ruptura da estrela - fazendo com que seja de forma claramente ovalada (que também pode ocorrer em estrelas binárias devido à atração mútua). Para determinar a temperatura destas estrelas distorcidas é usado teorema de von Zeipel, que apesar de seu uso difundido por quase um século, nunca foi livre de debate. Agora, Antonio Claret, do Instituto de Astrofísica de Andaluzia (IAA-CSIC), mostrou que esse teorema mostra desvios graves e devem ser incluídos em um modelo mais amplo.
Em 1924, o astrofísico Hugo von Edvard Zeipel sueco demonstrou teoricamente que, para estrelas achatadas quentes - com temperaturas superiores a 8.000ºC - a temperatura é proporcional à gravidade local. E introduziu o conceito de "escurecimento por gravidade" que faz com que uma estrela achatada a temperatura nos polos é maior do que no Equador (no Sol, este efeito é dificilmente perceptível, devido à sua baixa taxa de rotatividade).
"O valor que von Zeipel atribuiu para o escurecimento por gravidade tem sido discutido teoricamente e, recentemente, foram publicados trabalhos de observações astronômicas que revelam desvios significativos", disse Claret Antonio. A aplicação de um expoente de escurecimento por gravidade pressupõe um cálculo errôneo da termodinâmica da estrela, que por sua vez envolve a obtenção de valores de massa, luminosidade e idade errados.
Von Zeipel não se equivocou, mas desenvolveu um modelo que deve ser complementado, deve ser também aplicado às estrelas frias, que é resolvido com este novo modelo teórico.
Focando casos de estrelas altamente deformadas e através do uso de equações de transporte de energia mais elaborado, Antonio Claret mostrou as limitações do teorema von Zeipel reconciliando os novos valores teóricos com os observacionais.
Assim, com este novo formalismo, pode ser conhecido o escurecimento por gravidade do interior para a atmosfera das estrelas, e dela derivam uma conclusão importante: o teorema de von Zeipel só se aplica para as regiões mais profundas da estrela e é um caso particular do novo modelo. No entanto, o que os astrofísicos observam são necessariamente as camadas externas, de modo que este novo modelo é a escolha certa para determinar os parâmetros essenciais da estrela com precisão.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Andaluzia

Gatilho da formação estelar

A imagem composta abaixo combina os dados do observatório de raios-X Chandra e do telescópio espacial Spitzer mostrando a nuvem molecular Cepheus B, localizada na nossa galáxia cerca de 2.400 anos-luz da Terra.

© Chandra/Spitzer (Cepheus B)

Uma nuvem molecular é uma região que contém gás interestelar frio e poeira que sobraram da formação da galáxia e contém principalmente hidrogênio molecular.

As observações do Chandra permitiram aos astrônomos captar estrelas jovens dentro e perto da Cepheus B, identificadas por suas emissões fortes de raios-X. Os dados do Spitzer mostram se nas estrelas jovens têm um disco protoplanetário ao redor delas. Esses discos só existem em sistemas muito jovens, onde planetas ainda estão se formando, por isso sua presença é uma indicação da idade de um sistema estelar.
Estes dados fornecem uma excelente oportunidade para testar um modelo de como as estrelas se formam. Um estudo a respeito sugere que a formação de estrelas em Cepheus B é principalmente provocada pela radiação de uma estrela enorme e brilhante, a HD 217086, que está fora da nuvem molecular.

A região de Cepheus B possui estrelas com cerca de um milhão de anos, e 70 a 80% delas têm discos protoplanetários. A região imediatamente ao lado de Cepheus B contêm estrelas com dois a três milhões de anos, e cerca de 60% delas têm discos. Na região mais externa à Cepheus B as estrelas têm aproximadamente de três a cinco milhões de anos, e cerca de 30% delas têm discos. Este aumento da idade enquanto as estrelas estão mais longe de Cepheus B é exatamente o que está previsto no modelo de formação de estrelas.
Diferentes tipos de desenvolvimento estelar são observados em outros ambientes. Por exemplo, a formação do nosso Sistema Solar pode ter sido provocado por uma explosão de supernova.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Uma supernova antiga é revelada

Aproximadamente a 3.700 anos atrás as pessoas na Terra teriam visto uma estrela nova muito brilhante no céu.

© WISE (supernova Puppis A)

À medida que ela foi se apagando e sumindo de vista, ela foi sendo eventualmente esquecida, até que os astrônomos modernos encontraram o que restou dela, a chamada Puppis A. Vista como uma nuvem empoeirada e vermelha nessa imagem feita pelo WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA, a Puppis A é a parte remanescente de uma explosão de supernova.

A Puppis A se formou quando uma estrela massiva terminou sua vida em uma explosão extremamente brilhante e poderosa. As ondas de choque que se expandiram dessa explosão estão aquecendo a poeira e as nuvens de gás ao redor da supernova, fazendo com que brilhem e criem a bela nuvem vermelha que nós podemos observar aqui. Muito do material da estrela original foi violentamente expelido para o espaço. Contudo, uma parte desse material permanece em um objeto incrivelmente denso chamado de estrela de nêutrons. Essa estrela de nêutrons, muito apagada para ser vista nessa imagem, está se movendo a uma velocidade extremamente alta, algo superior a 3 milhões de milhas por hora. Os astrônomos estão perplexos com a absurda velocidade do objeto e apelidaram a estrela de “Bala de Canhão Cósmica”.

Uma parte do gás e da poeira de coloração verde que é observado na imagem acima é proveniente de outra antiga supernova, a remanescente de supernova Vela. Essa explosão aconteceu a aproximadamente 12.000 anos atrás e numa região quatro vezes mais próxima da Terra do que a Puppis A. Se nós tivéssemos  uma visão de raios-X, ambas as remanescentes (Puppis A e Vela) seriam os maiores e mais brilhantes objetos que nós veríamos no céu noturno.

Fonte: NASA

O maior vulcão do Sistema Solar

O planeta Marte, como a sonda Phoenix nos mostrou não é parecido com a Terra, ele é um mundo continuo, sem mar, sem suturas, assim descreveu Oliver Morton, um dos pesquisadores especialistas em mapear Marte.

© Phoenix (Monte Olympus)

Mas se elevando acima das frequentes tempestades de poeira que assolam Marte, está o Monte Olympus, o maior vulcão conhecido e a maior montanha do nosso Sistema Solar.

O edifício central desse vulcão se eleva a fantásticos 27 quilômetros acima da superfície de Marte, algo 3 vezes mais alto que o Monte Everest acima do mar e 2,6 vezes mais alto que o Monte Mauna Kea, medido desde a sua base. Ele tem 550 km de largura, flanqueado por abismos íngremes e tem uma caldeira complexa que tem 85 km de comprimento, 60 km de largura e 3 km de profundidade  com seis aberturas de crateras se sobrepondo. Sua borda externa é definhada por uma escarpa com 6 km de altura, algo único entre os vulcões de escudo conhecidos em Marte.

Em 2004, a sonda Mars Express fez imagens de lavas antigas nos flancos do Monte Olympos. Com base no tamanho da cratera e na contagem de frequência, a superfície dessa escarpa oeste foi datada com 115 milhões de anos, abaixo de uma região que tem somente 2 milhões de anos de existência, algo recente em termos geológicos e que sugere que a montanha ainda pode estar em processo de atividades vulcânicas.

O Monte Mauna Kea, no Havaí é um exemplo de vulcão de escudo similar só que em menor escala. O tamanho do Monte Olympos é extraordinário pois provavelmente não existe movimento de placas tectônicas. Desse modo, a crosta permaneceu imóvel sobre um chamado ponto quente e o vulcão continuou a despejar lava.

A montanha e poucos outros vulcões da região de Marte conhecida como Tharsis, é visível da Terra, e desde o século 19 os astrônomos vêm observando Marte. O astrônomo Patrick Moore aponta que durante as tempestades de poeira, Schiaparelli descobriu que o seu Nodus Gordis e Olympic Snow eram quase as únicas feições que poderiam ser observadas em Marte.

© Mariner (Monte Olympus)

Mas somente com as sondas Mariner pôde-se confirmar isso com certeza. Depois da sonda Mariner 9 ter fotografado o Monte Olympus de sua órbita em 1972, ficou claro que a sua altura era muito maior que qualquer montanha na Terra, e então seu nome foi alterado definitivamente para Monte Olympus.

Fonte: Daily Galaxy

Alinhamento universal: o cosmo têm direção?

O Universo não tem centro, nem aresta, nem regiões especiais inseridas entre galáxias e luz.

© Konstantin Mironov (galáxia Triangulum)

Não importa onde você olhe, é a mesma coisa. Este princípio cosmológico, um dos fundamentos da compreensão moderna do Universo, entrou em questão recentemente, no momento em que astrônomos encontraram evidências sutis de uma direção especial no espaço. O primeiro e mais bem estabelecido dado vem da radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB), a chamada luminescência do Big Bang. Como esperado, a luminescência não é perfeitamente estável, como manchas quentes e frias localizadas no céu. Recentemente, porém, os cientistas descobriram que essas manchas não são distribuídas tão aleatoriamente como quando apareceram pela primeira vez. Elas alinham-se em um padrão que aponta para uma direção especial no espaço.

Mais sugestões de uma seta cósmica vêm a partir de estudos de supernovas, cataclismas estelares que por um curto tempo ofuscam galáxias inteiras. Cosmólogos têm utilizado supernovas para mapear a expansão acelerada do Universo. Estudos estatísticos detalhados revelam que as supernovas estão se movendo ainda mais rápido em uma linha, apontando levemente para fora desta direção especial. Similarmente, astrônomos mediram aglomerados contínuos de galáxias, através do espaço, acima de um milhão de quilômetros por hora em direção a uma área no hemisfério sul. O que poderia significar tudo isso? Talvez nada. “Pode ser um golpe de sorte", diz Dragan Huterer, um cosmólogo da Michigan University, em Ann Arbor, ou poderia ser um erro sutil que tem ocorrido nos dados. Ou, diz Huterer, talvez nós estejamos vendo os primeiros sinais de “algo surpreendente”. 
O primeiro ímpeto de expansão do Universo poderia ter durado um pouco mais do que pensávamos, introduzindo a isso uma predisposição para o que ainda hoje persistisse. Outra possibilidade é que, em grande escala, o Universo poderia ser enrolado como um tubo, curvado em uma direção e plano em outras, de acordo com Glenn D. Starkman, um cosmólogo da Case Western Reserve University. Alternativamente, a chamada energia escura – algo incompreensível acelerando a expansão do Universo – pode agir de maneira diferente em diferentes lugares. Por enquanto, os dados permanecem preliminares, são sinais sutis de que algo pode estar errado com a nossa compreensão padrão do Universo. Os cientistas estão aguardando os dados do satélite Planck, que atualmente mede a CMB a partir de um local tranquilo, a 1,5 milhão de quilômetros acima. Isso irá confirmar medições anteriores desta direção peculiar ou mostrar que são efêmeras. Até então, o Universo poderia estar nos apontando para qualquer lugar.

Fonte: Scientific American Brasil

Buraco negro devorando uma anã branca

Novos resultados obtidos pelo telescópio espacial de raios-X Chandra da NASA e o telescópio Magellan do Observatório Las Campanas sugerem que um denso remanescente estelar foi rompido por um buraco negro com milhares de vezes a massa do Sol na NGC 1399, uma galáxia elíptica cerca de 65 milhões de anos luz da Terra.

© Chandra e Hubble (galáxia NGC 1399)

A imagem em raios-X captada pelo Chandra são mostrados em azul e são sobrepostas em uma imagem óptica do telescópio espacial Hubble.

“Nós pensamos que estas assinaturas incomuns podem ser explicadas por uma anã branca, que se aproximou muito de um buraco negro e foi destruída pelas forças extremas de maré”, disse Joel Bregman da Universidade de Michigan.

As observações do Chandra mostram que esse objeto é uma fonte de raios-X ultraluminosas (ULX). As fontes ULXs emitem mais raios-X que estrelas, porém menos do que quasares. Sua natureza exata permanece um mistério, mas uma sugestão é que algumas ULXs são buracos negros com massas entre cerca de uma centena de vezes e milhares que da massa solar.
Se confirmada, essa descoberta seria uma forte evidência de um buraco negro com massa intermediária, que tem sido um tema muito debatido, e marcaria a primeira ocorrência de um buraco negro rompendo uma estrela distante.
Este ULX está em um aglomerado globular muito velho e cheio de estrelas. Os astrônomos já suspeitavam que os aglomerados globulares podem conter buracos negros de massa intermediária, mas a evidência conclusiva para isso tem sido difícil.

O par de interação NGC 4038 e NGC 4039 (galáxias Antennae) vistas na imagem a seguir têm 14 ULXs, nas regiões de formação estelar.

© Chandra (interação entre as galáxias NGC 4038 e NGC 4039)

“Os astrônomos já observaram estrelas que foram dilaceradas por buracos negros supermassivos nos centros das galáxias, mas esta é a primeira evidência de um evento como esse em um aglomerado globular”, disse Jimmy Irwin, da Universidade do Alabama que liderou o estudo.
Irwin e seus colegas obtiveram espectros ópticos do objeto usando os telescópios Magellan I e II em Las Campanas, no Chile. Estes dados revelam emissões de gás rico em oxigênio e nitrogênio, mas não hidrogênio, um raro conjunto de sinais provenientes de aglomerados globulares. As condições físicas deduzidas dos espectros sugerem que o gás está orbitando um buraco negro de pelo menos 1.000 massas solares. A quantidade abundante de oxigênio e ausência de hidrogênio indicam que a estrela destruída era uma anã branca, a fase final de uma estrela do tipo solar que queimou seu hidrogênio deixando uma alta concentração de oxigênio. O nitrogênio visto no espectro óptico permanece um enigma.
O trabalho teórico sugere que a perturbação induzida por emissão de raios-X poderia ficar brilhante durante mais de um século, mas deve desaparecer com o tempo.

Fonte: Daily Galaxy

Circulando em tesouros lunares

O Mare Crisium é um dos locais mais propícios de se identificar na Lua. Ele é grande e por si só, não é conectado a nenhum outro mar.

© Philippe Tosi (Mare Crisium na Lua)

Ele tem pouco interesse observacional em sua superfície a não ser as crateras Lick e Yerkes no lado mais raso que abraçam a borda ocidental. Mas ao redor do Mare Crisium existem crateras fascinantes para serem observadas, começando com a cratera com parede brilhante Proclus à direita. A Proclus é uma cratera bem jovem gerada por um impacto oblíquo. Na borda esquerda da imagem acima está uma fascinante cratera com desafios severos para os observadores e para aqueles que desejam fotografá-la. Crateras minúsculas com pequenos halos escuros e canais estreitos estão no interior mas são visíveis apenas nas melhores imagens. A melhor oportunidade de se observar a cratera de halo escuro é provavelmente na Lua Cheia quando os halos se tornam mais evidentes.  Na região da extrema direita localiza-se a cratera Taruntius, que apresenta um interior constituído de fraturas concêntricas. Como mostra essa imagem realizada com o Sol no alto, um quarto do seu interior é coberto com material escuro, provavelmente poeira que irrompeu da erupção de magma que ergueu-se do solo.

Fonte: LPOD

Impasto celeste

A pintura cósmica reproduzida abaixo é composta da encantadora mistura de poeira e de nebulosas escuras.

© Adam Block (Sh2-239)

Catalogada como Sh2-239 e LDN 1551, a região localiza-se perto da porção terminal sul do complexo de nuvens moleculares de Taurus a uma distância de 450 anos-luz da Terra. Se esticando por aproximadamente 3 anos-luz, a aquarela mostra sinais de objetos estelares jovens mergulhados guiando fluxos dinâmicos no meio ao redor. A imagem acima também inclui perto do centro da cena, um jato de choque vermelho compacto de gás hidrogênio que se localiza perto da posição da fonte de infravermelho IRS5, conhecida por ser um sistema de protoestrelas envoltas por discos de poeira. Um pouco abaixo estão as asas mais largas e mais brilhantes do HH 102, um dos muitos objetos Herbig-Haro da região que nada mais são que nebulosidades associadas com estrelas recém nascidas. Estimativas indicam que a região de formação de estrelas LDN 1551 contém uma quantidade total de material equivalente a 50 vezes a massa do Sol.

Fonte: NASA

Estrela vampira revela os seus segredos

Astrônomos obtiveram as melhores imagens até o momento de uma estrela que perdeu a maior parte da sua matéria devido a uma companheira “vampira”.

© ESO (estrelas duplas SS Leporis)

Ao combinar a luz captada por quatro telescópios instalados no Observatório do Paranal do ESO, os astrônomos criaram um telescópio virtual de 130 metros de diâmetro, capaz de observar com uma nitidez 50 vezes superior ao Telescópio Espacial Hubble. Surpreendentemente, os novos resultados mostram que a transferência de matéria de uma estrela para a outra neste sistema duplo é mais suave do que o que seria de esperar.

“Podemos agora combinar a radiação captada pelos quatro telescópios VLT e criar imagens extremamente nítidas muito mais depressa do que anteriormente,” diz Nicolas Blind (IPAG, Grenoble, França), o autor principal do artigo científico que apresenta estes resultados. “As imagens são tão nítidas que podemos, não apenas observar as estrelas orbitando em torno uma da outra, mas também medir o tamanho da maior das duas.”

Os astrônomos observaram o sistema incomum SS Leporis na constelação da Lebre, que contém duas estrelas que orbitam uma em torno da outra em 260 dias. As estrelas estão separadas de uma distância apenas um pouco maior do que a distância entre o Sol e a Terra, sendo que a maior e mais fria das duas estrelas se estende até um quarto desta distância - o que corresponde mais ou menos à órbita de Mercúrio. Devido a esta proximidade, a estrela mais quente já canibalizou cerca de metade da massa da estrela maior.

“Sabíamos que esta estrela dupla era incomum e que o material estava fluindo de uma estrela para a outra,” diz o co-autor Henri Boffin, do ESO. “O que descobrimos no entanto, foi que o modo como a transferência de massa se processa é completamente diferente do previsto por modelos anteriores. A “mordida” da estrela vampira é muito mais suave mas altamente eficaz.”

As novas observações são suficientemente nítidas para vermos que a estrela gigante é menor do que o que se pensava anteriormente, o que torna mais difícil explicar como é que a gigante vermelha perdeu massa para a sua companheira. Os astrônomos pensam agora que, em vez de fluir de uma estrela para a outra, a matéria deve ser expelida pela estrela gigante sob a forma de um vento estelar e capturada deste modo pela companheira mais quente.

“Estas observações demonstraram a capacidade do Interferômetro do Very Large Telescope em produzir imagens e abrem o caminho para futuros estudos sobre estrelas duplas em interação,” conclui o co-autor Jean-Philippe Berger.

Fonte: ESO

Encontrado um exoplaneta muito quente

Astrônomos encontraram um planeta não muito maior do que a Terra, mas tão absurdamente quente que a vida como a conhecemos não é possível existir.

© Miguel Claro (ilustração de um exoplaneta e sua estrela)

O exoplaneta, chamado de Kepler-21b, é apenas 1,6 vezes maior do que o nosso. Mas ele orbita tão próximo de sua estrela principal que a temperatura em sua superfície é estimada em 1.627 graus Celsius, que é o suficiente para derreter ferro.

Ele foi encontrado através do telescópio espacial Kepler, da NASA, que procura exoplanetas usando o método de trânsito – a baixa na luminosidade de uma estrela causada por um planeta que circula em sua frente, bloqueando parcialmente sua luz.

O exoplaneta Kepler-21b foi posteriormente confirmado com a ajuda do telescópio do Observatório Nacional Kitt Peak, no Arizona.

O Kepler-21b está localizado há 352 anos-luz da Terra. Sua massa é 10 vezes maior que a da Terra, mas ele está a apenas seis milhões de quilômetros de sua estrela progenitora, levando 2,8 dias para completar sua órbita. A Terra, em comparação, gira em torno do Sol a uma distância média de 150 milhões de quilômetros.

A estrela onde o Kepler-21b orbita é a HD 129070, 1,3 vezes maior do que o nosso Sol. É também um pouco mais quente e brilhante, e até mais jovem. Os astrônomos calculam que ela tenha 2,84 bilhões de anos, enquanto o Sol tem 4,6 bilhões.

As descobertas do Kepler poderão ultrapassar o dobro do número de planetas extrassolares conhecidos, atualmente perto dos 700. A nossa Via Láctea abriga bilhões de planetas, mas a maioria está tão distante que é muito difícil de ser detectada.

Fonte: LiveScience

Planck revela o grande arco vermelho

Imagens obtidas pelo observatório espacial Planck da ESA (agência espacial europeia) revelaram as forças que guiam a formação das estrelas e deram aos astrônomos uma maneira de entender a complexa física que molda o gás e a poeira na nossa galáxia.

© Planck (Laço de Barnard em torno de Órion)

Onde telescópios terrestres ópticos observam somente um espaço escuro, os olhos sensíveis às microondas do Planck revelam uma miríade de estruturas brilhantes de poeira e gás. Os astrônomos usaram essa capacidade do Planck para pesquisar a região de Órion, que é rica em formação de estrelas, localizada a aproximadamente 1.500 anos-luz de distância da Terra.

A imagem cobre uma grande parte da constelação de Órion. A nebulosa é o ponto brilhante abaixo do centro da imagem. O ponto brilhante à direita do centro é a região ao redor da famosa Nebulosa da Cabeça do Cavalo.

O gigantesco arco vermelho do Laço de Barnard é resultante provavelmente da onda de choque de uma estrela que explodiu dentro da região a aproximadamente dois milhões de anos atrás. A bolha criada durante essa explosão tem aproximadamente 300 anos-luz de diâmetro.

Em contraste com a região de Órion, a região de Perseus é menos vigorosa em termos de formação de estrelas, como mostra o Planck na imagem abaixo, mas mesmo assim ainda se pode ver uma quantidade razoável dessas regiões.

© Planck (região de Perseus)

Ambas as imagens mostram três processos físicos que estão acontecendo no meio interestelar repleto de poeira e gás. O Planck pode nos mostrar cada um desses processos de forma separada. Nas frequências mais baixas, o Planck mapeia as emissões causadas pelos elétrons de alta velocidade interagindo com os campos magnéticos da galáxia. Um componente difuso adicional surge da rotação das partículas de poeira que emitem radiação nessas frequências.

Em comprimentos de onda intermediários, de alguns milímetros, a emissão é causada pelo gás aquecido das jovens estrelas quentes que se formaram.

Ainda nas altas frequências, o Planck mapeia o calor emitido pela poeira extremamente fria. Isso pode revelar os núcleos mais frios nas nuvens, que estão se aproximando do estado final de colapso, antes que eles renasçam em novas estrelas. As estrelas então dispersam as nuvens ao redor.

O delicado equilíbrio entre a nuvem colapsada e a nuvem dispersada regula o número de estrelas que a galáxia gera. O Planck irá avançar nosso entendimento sobre todo o processo, pois pela primeira vez, ele está nos fornecendo dados sobre os maiores mecanismos de emissão que estão em evolução.

Fonte: Daily Galaxy

A Nebulosa Congelada de Leão

Há três mil anos-luz de distância da Terra localiza-se a estranha nebulosa protoplanetária IRAS 09371+1212, apelidada de Nebulosa Congelada de Leão.

© Hubble (Nebulosa Congelada de Leão)

Apesar do seu nome, as nebulosas protoplanetárias nada tem a ver com planetas, elas são formadas de material expelido por uma estrela central velha. A Nebulosa Congelada de Leão adquiriu esse curioso nome à medida que descobriram ricas quantidade de água em forma de grãos de gelo e porque ela se localiza na constelação de Leão.

Essa nebulosa é particularmente notável pois ela se formou longe do plano galáctico, fora das nuvens interestelares que podem bloqueá-la da nossa visão. A sua forma obscura é composta de um halo esférico, um disco ao redor da estrela central, lobos e laços gigantescos. Essa complexa estrutura sugere fortemente que o seu processo de formação foi complexo  e isso sugere que pode existir uma estrela secundária, atualmente não visível, que contribui para dar forma para a nebulosa.

Nebulosas protoplanetárias como a Nebulosa Congelada de Leão possuem uma breve expectativa de vida para os padrões astronômicos e são precursoras da fase nebulosa planetária, onde a radiação da estrela fará com que o gás da nebulosa brilhe intensamente. A raridade desse tipo de objeto  faz com que eles sejam priorizados para serem estudadas pelos astrônomos que buscam entender melhor a evolução das estrelas.

Fonte: ESA

Detectado tipo raro de galáxia ativa

Uma equipe de pesquisadores do Centro de Astrofísica da Universidade do Porto (CAUP), detetaram um tipo raro de galáxias ativas (AGNs), simultaneamente com características de AGNs jovens e de antigas.

© CAUP (AGN na região maxBCG 2596)

Julga-se que esta aparente discrepância será devida ao reacendimento da atividade do buraco negro central.

A equipe, composta essencialmente por astrônomas portuguesas, partiu de um catálogo de mais de 13 mil enxames de galáxias na região do rádio, à procura da ligação entre galáxias ativas e os respetivos enxames de galáxias.

“O nosso projeto inicial era estudar rádio galáxias em enxames. Por sorte, encontramos oito fontes de rádio com estruturas extensas (com jatos e lóbulos visíveis na frequência do rádio) que não apareciam na região do visível, o que estranhamos. Decidimos por isso largar o projeto inicial e seguir o rasto destas estranhas rádio galáxias.”, disse Mercedes Filho, astrônoma do CAUP e a principal pesquisadora do projeto,

Para obter mais detalhes sobre as galáxias, estes oito objetos foram observados em comprimentos de onda do infravermelho pelo observatório VLT (Very Large Telescope) do ESO. Isto permitiu detectar as galáxias que deram origem às extensas estruturas observadas no rádio.

Ao comparar os espectros destes objetos com modelos conhecidos de galáxias, a equipe concluiu que estes são objetos muito raros – galáxias com características tanto de AGNs ativas (ainda estão para emitir jatos de matéria) como de AGNs inativas (onde essa emissão já terminou).

Esta aparente discrepância pode ser explicada com uma reativação recente da AGN, devido a uma maior disponibilidade de material para alimentar o buraco negro central.

Em geral, quando um buraco negro está ativo, produz um jato ao longo do eixo de rotação da galáxia. Este jato pode viajar grandes distâncias, produzindo lóbulos visíveis na região do rádio. Quando o buraco negro não está ativo, o jato é desligado, mas os lóbulos podem persistir durante muito tempo.

A emissão original foi interrompida em algum ponto no passado, e o material emitido dissipou-se, dando origem aos lóbulos que emitem na região do rádio. Só que, segundo Mercedes Filho, “os nossos objetos mostram lóbulos no rádio, sinal de um ciclo de atividade no passado, mas o espectro diz-nos que o buraco negro e os jatos foram recentemente reativados.”

Mais recentemente o buraco negro ficou com novo material à sua disposição (por exemplo proveniente de instabilidades próprias do disco de matéria que o circunda, ou da interação com outras galáxias), dando origem a nova emissão, que começou antes dos lóbulos iniciais se desvanecerem.

A equipe vai agora efetuar novas observações, na região dos raios gama e em rádio, procurando indícios diretos da presença de um jato jovem e do reacendimento recente do buraco negro central.

Um artigo descrevendo a descoberta foi aceito para publicação na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: CAUP e AstroPT